阿西莫夫最新科學指南--1

阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·宇宙的大小·早期的測量《阿西莫夫最新科學指南·宇宙學》阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·宇宙的大小宇宙的大小人們在偶爾眺望星空的時候, 並不覺得天空有多麼遙遠。小孩子很容易接受"牛跳過月亮"和"他跳得真高, 摸到了天"之類的幻想。在流傳神話的時代, 古希臘人讓阿特拉斯背負天體, 一點也不覺得滑稽。當然這位天神可能是無比的高大, 然而另一個神話表明並非如此。英雄赫喇克勒斯在完成聞名於世的"十二件奇蹟"中的第十一件--去取聖園裡的金蘋果時, 他讓阿特拉斯幫助他去取金蘋果, 而自己站在山上扛著天穹。即使赫刺克勒斯算得上一個大個子, 但他不是一個巨人。由此可以看出, 當時希臘人非常平靜地接受了這樣的觀念: 天空比山頂僅高出幾米而已。在開始的時候, 人們自然地認為, 天空只不過是一個堅硬的天篷, 那閃耀著的天體就是天篷上的鑽石。早在公元前6～4世紀, 希臘天文學家就已經認識到, 天篷必定不止一層, 因為那些"固定的"恆星在以一個整體繞地球運轉時, 顯然沒有改變它們之間的相對位置, 但是太陽、月球和水星、金星、火星、木星、土星等五顆明亮的天體卻不是這樣: 事實上, 它們各行其路。當時把這七個天體叫做行星 (希臘語"流浪者"的意思) , 很明顯, 它們不可能屬於恆星的天篷。希臘人曾經設想, 每個行星都固定在各自看不見的天篷上, 而且天篷是一層套一層, 最近的一層屬於移動最快的行星。移動最快的行星是月球, 每27+ (1/3) 天繞天空一周。希臘人認為, 月球以外的幾個行星的次序是: 水星、金星、太陽、火星、木星和土星。早期的測量對宇宙距離第一次進行科學測量大約是在公元前240年。 亞歷山大圖書館 (當時世界上最先進的科學機構) 館長埃拉托色尼考慮了這樣一個事實: 6月21日中午, 在埃及塞伊尼城 (譯註: 即現在的阿斯旺) 的太陽正好在頭頂上的時候, 在塞伊尼城北邊8000公里 (碧聲注: 汗……是800 公里罷? 是不是書印錯了? ) 的亞歷山大城, 太陽並不在天頂。埃拉托色尼斷定, 一定是因為地面彎曲而偏離太陽, 才會發生這種情況。根據夏至那天中午在亞歷山大城測到的日影的長度, 運用簡單的幾何學知識, 就可以計算出從塞伊尼城到亞歷山大城8000公里距離內地面彎曲的程度, 如果設想地球是球形的話 (那時希臘天文學家已經願意接受"地球是球形的"說法了) , 可以進而計算出地球的周長和直徑 (見圖2一1) 。圖2-1 埃拉托色尼利用地球的曲率測量了地球的大小: 6月21日中午太陽位於塞伊尼城的頭頂, 同一時間, 陽光卻在亞歷山大城形成7.5°的影子。 由於知道兩城之間的距離和在亞歷山大城影子的長度, 所以埃拉托色尼計算出了地球的大小。埃拉托色尼用希臘單位求出了這個答案。如果換算成我們今天的單位, 他的數據是: 地球的直徑約為12800公里 (8000英里) , 周長約為40000公里 (25000英里) , 這些數字碰巧與正確的數值差不多, 可惜的是, 這些關於地球大小的準確數值沒有被人們廣泛地接受。大約在公元前100年, 另一位希臘天文學家波西多留斯重複了這一工作, 他所得到的地球周長是28800公里 (18000英里) 。這個較小的數字從古代到中古時代卻廣為人們所接受, 哥倫布接受了較小的數字, 認為只要向西航行4800公里 (3000英里) 就可到達亞洲。如果他知道地球的真實大小, 也許就不敢如此冒險了。直到1521－1523年, 麥哲倫的船隊 (確切他說, 是船隊中倖存下來的一條船) 環繞地球一周後, 才最終證實埃拉托色尼的數值是正確的。根據地球的直徑, 喜帕恰斯用一百多年前最大膽的希臘天文學家阿利斯塔克所發明的方法, 在公元前 150年計算出了地球到月球的距離。當時希臘人已經猜測到, 月食是因為地球走到太陽與月球之間而引起的。阿利斯塔克認為, 掠過月面的地球陰影應該能夠顯示出地球和月球的相對大小。在此基礎上, 利用幾何的方法, 就可以計算出地球到月球的距離 (以地球直徑來表示) , 喜帕恰斯重複了這項工作, 算得地球到月球的距離是地球直徑的30倍。如果埃拉托色尼求得的地球直徑為12800公里是正確的話, 月球到地球的距離就是38.4萬公里 (24萬英里) 了。這個數字碰巧也是一個近乎正確的數字。然而在設法解決宇宙大小的問題上, 希臘天文學只是求出了月球的距離, 至少從正確性方面來說是如此。阿利斯洛克曾經大膽地試圖測定太陽到地球的距離。他用的幾何方法在理論上是絕對正確的, 但這個方法涉及到要測出角度的極小差值, 不用現代的儀器是無法得到精確數據的。他斷定地球到太陽的距離為地球到月球距離的20倍 (事實上大約為400倍) 。 雖然他計算的結果是錯誤的, 但他從這些數據中推斷出太陽至少比地球大7倍; 從而指出大的太陽繞小的地球運轉是不合邏輯的, 於是他斷定是地球繞太陽運轉。遺憾的是, 沒有人相信他的話。以後的天文學家從喜帕恰斯開始到托勒玫為止, 都是以不動的地球位於宇宙中心為基礎來描述所有天體運動的, 除了月球距離地球384000公里以外; 其他天體都在更遠而尚未確定的距離上, 這個體系一直統治到1543年, 那一年哥白尼出版了他的書, 重新回到阿利斯塔克的觀點, 永遠廢除了地球作為宇宙中心的地位。阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·宇宙的大小·測量太陽系《阿西莫夫最新科學指南·宇宙學》〖本書由碧聲掃校〗阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·宇宙的大小測量太陽系太陽位於太陽系的中心, 僅僅這個事實本身並無助於測定行星間的距離。哥白尼採用了希臘人所測定的地球到月球的距離, 但他並不知道地球到太陽的距離。直到1650年, 比利時天文學家溫德林以改進的儀器重複阿利斯塔克的觀察, 才斷定到太陽的距離並不是到月球的20倍, 而是240倍, 即9600萬公里 (6000萬英里) 。這個估計仍然太小, 但比過去精確多了。在此期間, 1609年, 德國天文學家開普勒發現行星軌道是橢圓形而不是圓形, 從而開闢了正確測定距離的途徑。人們不僅第一次能夠精確計算出行星的軌道, 而且可以繪製出太陽系的比例圖, 就是說能夠繪製出太陽系所有已知行星的相對距離和軌道形狀。因此, 只要測出太陽系中任何兩個行星間的距離有多少公里, 所有其他行星的距離就可以立即計算出來。於是, 太陽的距離不必像阿利斯塔克和溫德林那樣去直接計算, 而只要測出地球與月球系統以外任何一個較近的天體 (如火星或金星) 的距離就可以了。另一種用來估計宇宙距離的方法是利用視差。要說明什麼是視差並不困難。將你的手指放在眼前大約8厘米遠處, 先以左眼看, 再用右眼看, 你的手指會相對於背影而移動了位置, 這是因為你已經改變了你的觀察點。假若你重複這一過程, 把手指放遠一些, 比如說一臂遠, 你的手指仍會相對於背影位移, 但這回移動得沒有那麼多。所以, 可以利用移動的量來測定手指到眼睛的距離。如果一個物體在50米遠的地方, 那麼兩眼可觀察到的位移將會大小而測不出來, 因此必須利用比雙眼距離更寬的"基線"。但是我們只要先從某一點看那個物體, 然後向右移20米再來觀察它, 便可以加大視差而很容易地測出物體的距離。測量員就是用這種方法測量河流或溪谷的寬度。用同樣的方法, 以恆星為背景, 可以精確地測出月球的距離。例如, 從加利福尼亞天文台觀測到月球相對於恆星的某個位置, 而同時在英國的天文台觀測, 月球的位置則會稍有不同。從這種位置的改變, 以及已知的兩個天文台穿過地球的直線距離, 便可以計算出月球和地球的距離。當然, 在理論上, 我們可以從地球兩側相對的兩個天文台進行觀測, 這樣就可以把基線擴展為地球的直徑, 這時基線長度為12800公里。這樣得到的視差角度除以2就是地心視差。天體在天空的位移是以度或分、秒為單位來測量的。 1度為環繞天空1周的1/360, 1度又分為60弧分, 1弧分再分為60弧秒。因此1弧分為天空1周的1/ (360×60) 或1/21600, 而1弧秒為天空1周的1/ (21600×60) 或1/1296000。托勒玫利用三角學根據視差測出了月球的距離, 而他的結果和早期喜帕恰斯的數據相吻合。月球的地心視差為57弧分 (接近1度) , 這個位移相當於從5米處看到的一枚5分硬幣的寬度。 這即使用肉眼也可以測量出來。但是, 如果要測量太陽或一個行星的視差, 所涉及的角度就太小了。可以得出的惟一的結論是, 其他天體比月球遠得多。至於究竟有多遠, 沒有人說得出來。雖然中古時代的阿拉伯人及16世紀的歐洲數學家進一步完善了三角學, 但是單靠三角學還是無法得到答案。直到1609年望遠鏡發明以後, 才有可能測量微小的視差角度。 (1609年, 伽利略在聽到荷蘭眼鏡師做成放大鏡筒之後, 幾個月內便發明瞭望遠鏡, 並用來觀測天空。)義大利出生的法國天文學家J.D.卡西尼於1673年測出火星的視差, 使視差法越出了月球。在他測定出火星相對於恆星的位置的同時, 在同一天的黃昏, 法國天文學家裡奇在法屬蓋亞那也在進行同樣的觀測。卡西尼將兩個結果結合起來得到了火星的視差, 從而計算出了太陽系的大小。他算出的地球到太陽的距離為13800萬公里, 比實際距離僅少7％。從那時起, 對太陽系中各種視差的測量越來越準確。1931年, 人們制定了一個測量小行星愛神星視差的龐大國際計劃。當時, 除了月球以外, 愛神星是最接近地球的一個天體。此時愛神星顯示出較大的視差, 因此可以測量得非常精確, 從而可以比以前任何時候都更精確地測定太陽系的大小。根據這些計算和利用比視差法更為精確的方法, 現在我們已知道, 地球與太陽間的平均距離約為1.5×l0^8公里, 誤差約為1600公里。 (因為地球的軌道為橢圓形, 所以實際距離變化為14710萬～15220萬公里)日地的平均距離叫做二個天文單位 (A.U.) , 太陽系內的其他距離也用天文單位表示。比方說土星和太陽的平均距離為14.3×10^8公里, 等於9.54個天文單位。隨著天王星、海王星及冥王星等外行星的發現, 太陽系的邊界向外不斷擴展。冥王星離太陽的平均距離為59×l0^8公里, 相當於39.87個天文單位, 而有些替星距離太陽更遠。到1830年時, 已經知道太陽系橫跨數十億里的空間, 但顯然這絕非整個宇宙的大小, 因為宇宙中還有許多其他恆星。阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·宇宙的大小·更遙遠的恆星《阿西莫夫最新科學指南·宇宙學》〖本書由碧聲掃校〗阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·宇宙的大小在古代人們自然地認為, 天上的恆星可能是固定在固體天篷上的小物體, 而這個天篷就是宇宙的邊界, 比太陽系的外緣稍遠一點點而已。這種觀點雖然有些學者不同意, 但直到1700年仍受到相當的尊重。早在1440年, 德國學者尼古拉斯即認為空間是無限的, 而恆星是向各個方向無限延伸出去的太陽, 每個太陽都跟隨著一些可居住的行星。恆星之所以看上去不像太陽而像微小的光點, 是因為它們的距離太遙遠。可惜的是, 尼古拉斯沒有證據證實這些觀點, 而只是提出來作為一種見解。這種見解似乎只是一種胡亂猜測, 所以沒有受到人們的重視。然而, 1718年, 正在努力用望遠鏡測定各種恆星在天空的準確位置的英國天文學家哈雷, 發現三顆最亮的恆星--天狼星、南河三和大角星一的位置與希臘天文學家的記錄不符。這項差異太大了, 因此不可能是誤差, 即使考慮到希臘人必須用肉眼觀察這個事實, 也不會有這麼大的誤差。哈雷的結論是, 恆星並非固定在天篷上, 而是像蜂群中的蜜蜂一樣獨立移動。這種移動非常緩慢, 所以看上去恆星像是固定住似的, 直到有瞭望遠鏡才觀測到恆星的移動。恆星距離我們非常遙遠, 所以這種自行顯得非常小。天狼星、南河三及大角星屬於比較近的恆星, 因此終於探測出它們的自行。由於它們離我們比較近, 所以看上去顯得特別亮。一般說來, 恆星越暗距離就越遠, 所以它們的自行在從古希臘到現代的漫長時間裡一直未能探測出來。這種自行本身雖然可以證實恆星的距離, 但並不能給我們以實際的距離。當然, 與更遠的恆星相比較時, 比較近的恆星應該顯示出視差, 但是這種視差是無法探測出來的。即使天文學家以地球繞太陽的軌道直徑 (大約3×10^8公里) 作基線, 在軌道相對的兩端以半年的間隔進行觀測, 仍然觀測不出視差。因此, 即使最近的恆星也必定極其遙遠。由於愈來愈好的望遠鏡仍無法測出恆星的視差, 因此對恆星距離的估計也愈來愈遠。恆星如此遙遠我們仍能看見它們的亮光, 可見它們必定像太陽一樣是一些巨大的火球。這也證實尼古拉斯是正確的。但望遠鏡和其他儀器在繼續改進, 在19世紀明年代, 德國天文學家貝塞爾使用了一種叫做量日儀的新儀器, 因為這種儀器最初是想用來精密地測量太陽的直徑的。但用它同樣能夠測量天體間的其他距離, 貝塞爾就用它來測量兩個恆星之間的距離。貝塞爾月復一月地注意這些距離的變化, 終於成功地測出了一個恆星的視差 (見圖2－2) 。他選擇的是天鵝座的一顆小星, 叫做天鵝座61星。他之所以選定這顆星, 是因為這顆星相對於其他恆星背景每年都顯示出特別大的自行, 因此它一定比其他恆星離我們近。 (不要把這種自行與恆星相對於背景的前後移動相混淆, 後者表示的是視差。) 貝塞爾以附近"固定的"恆星 (可能要遠得多) 為基準, 測定天鵝座61星連續移動的位置, 持續觀測了一年多。最後在1838年, 他報告說天鵝座61星的視差為0.31弧秒, 即相當於把一枚5分的硬幣放在16公里遠處的寬度。 這個視差是以地球軌道的直徑為基線觀測到的, 這表明天鵝座61星在大約100萬億公里 (64×10^12英里) 遠處, 為我們太陽系寬度的9000倍。 因此, 即使和最近的恆星相比, 太陽系也像是空間的一個小點。圖2－2 從地球公轉軌道上兩個相對的觀測點測出一顆恆星的視差。因為用萬億公里計算距離相當不方便, 天文學家便以光的速度來計算距離, 以便縮小數字。光速是每秒299792.458公里。光一年走的距離約為94605億公里, 叫做1光年。利用這個單位, 天鵝座61星距離地球約11光年。在貝塞爾成功後僅兩個月, 英國天文學家亨德森就算出了半人馬座α星的距離。這顆星是天空中第三顆最亮的星, 但因位於南天低空處, 所以在美國佛羅里達州坦帕緯度以北的地方看不到它。結果表明, 半人馬座α星的視差為0.75弧秒, 是天鵝座61星的兩倍多。因此, 半人馬座α星相應地距離地球近多了。實際上, 它距離太陽系只有4.3光年, 是我們太陽系最近的恆星鄰居。其實它並不是一顆單獨的星, 而是由三顆恆星組成的。1840年, 在德國出生的俄國天文學家斯特魯維宣布了天空中第四顆最亮的星織女星的視差。後來發現他的測量結果有點誤差, 但這是可以諒解的, 因為織女星距離地球遠達27光年, 視差非常小。到1900年, 約有70顆恆星已經用視差法測定出來 (到20世紀80年代, 已有數千顆) , 即使使用最精密的儀器, 能夠精確測量的極限距離也只有大約100光年, 而更遠處還有無數顆恆星。我們的肉眼大約能看到6000多顆恆星, 而望遠鏡的發明使我們立刻明白了, 肉眼所看到的只是宇宙很小的一部分。當伽利略1609年把他的望遠鏡指向天空時, 不僅發現了以前看不到的新恆星, 而且當他對準銀河時, 更使他大吃一驚。用肉眼看來, 銀河只是一條朦朧的亮帶。伽利略的望遠鏡則將這朦朧的亮帶分成無數顆恆星, 就像爽身粉粒一樣難以數計。圖: 銀河系第一位想要弄明白銀河真相的是在德國出生的英國天文學家W.赫歇耳。1785年, W.赫歇耳提出, 天上的恆星是以透鏡的形狀排列的。如果我們朝銀河望去, 可以觀察到很多恆星; 而當我們朝與這個圓輪垂直的方向望去, 天空中能看到的恆星就少多了。於是W.赫歇耳推斷, 天體沿著銀河的長軸形成了一個扁平的系統。我們現在知道, 在一定的範圍內, 這個圖像是正確的。所以我們把我們的星系叫做銀河系。W.赫歇耳試圖估計銀河系的大小。他假設所有的恆星具有大約相同的自身亮度, 於是便可以根據恆星的亮度來估計恆星的距離。 (根據一個著名的定律, 亮度與距離的平方成反比, 因此, 如果A星的亮度是B星的1/9, A星的距離便是B星的3倍。) W.赫歇耳認為在銀河系內約有1億顆恆星。 他又根據這些恆星的亮度等級, 斷定銀河系的直徑約為到明亮的天狼星距離的850倍, 而銀河系的厚度是這個距離的150倍。我們現在知道, 到天狼星的距離是8.8光年, 因此W.赫歇耳的估計相當於銀河系的直徑為7500光年, 厚度為1300光年。後來證明這個估計大保守了。但是就像阿利斯塔克過於保守地測量到太陽的距離一樣, 這是朝正確方向邁出的一步。人們很容易相信, 銀河系裡的恆星就像一群蜜蜂一樣運動著 (正如我在前面所說的那樣) , 同時, W.赫歇耳證明, 太陽本身也在這樣運動著) 。1805年, 在他花費了20年時間測定許多恆星的自行之後, 發現天空中有一天區的恆星似乎總是從一個特殊的中心 (向點) 向外移動。與之正好相對的另一天區, 恆星則總是向內朝著一個特定中心 (背點) 移動。解釋這個現象最容易的方法就是, 假定太陽遠離背點而朝向點移動, 而星團的恆星隨著太陽的接近而散開, 並隨著太陽的遠離而靠近, 這是一種常見的透視效應。如果在一片樹林中行走的話, 我們就會看到這種效應, 由於我們習慣了這種效應, 所以很少加以注意。因此, 太陽並不像哥白尼所認為的那樣是宇宙不動的中心, 而是在運動中, 但不是像希臘人所想像的那樣運動。太陽不是繞著地球運動, 而是帶著太陽系所有的行星在銀河系中運動。現代的測量表明, 太陽以每秒19.3公里 (12英里) 的速度向天琴座中的一點移動 (相對於較近的恆星) 。1906年初, 荷蘭天文學家卡普坦, 對銀河系又進行了一次測量。由於他可以利用攝影, 又知道較近恆星的真實距離, 所以他作出的估計比W.赫歇耳的更精確。卡普坦斷定, 銀河系的大小為寬23000光年, 厚6000光年。 因此, 卡普坦的銀河系模型是W.赫歇耳模型的4倍寬、5倍厚; 但這個模型還是太保守了。總之, 到1900年對恆星距離的測量, 就如同1700年對行星距離的測量一樣。在1700年, 到月球的距離已經知道了, 但是對更遠的行星只能猜測; 在1900年時, 較近恆星的距離知道了, 但更遠恆星的距離也只能猜測。阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·宇宙的大小·測量恆星的亮度《阿西莫夫最新科學指南·宇宙學》〖本書由碧聲掃校〗阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·宇宙的大小測量恆星的亮度緊接著又邁出了重大一步, 這就是發現了新的測量標杆--某些亮度起伏不定的變星。這段故事是從仙王座中一顆相當明亮的恆星--仙王座δ星 (造父一星) 開始的。經仔細研究, 人們發現這顆恆星的亮度有周期性的變化: 經過最暗點亮度很快就增加到兩倍, 然後慢慢地暗下來, 恢復到最暗點。它這樣反覆地變化著, 非常有規律。天文學家還發現其他一些恆星也有同樣規律性的變化; 它們都以仙王座δ星 (中文名造父一) 來命名, 所有這類變星都叫做造父變星。造父變星的周期 (從暗點到暗點的時間) 從少於一天到近於兩個月不等。距離我們太陽最近的似乎在一個星期左右, 如仙王座δ星是5.3天; 北極星是其中最近的造父變星, 周期為4天。 (北極星的亮度變化極小, 無法用肉眼分辨出來。)造父變星對天文學家的重要性就在於它們的亮度, 對此我們必須稍離本題來解釋一下。從喜帕洽斯以來, 恆星的亮度就以他發明的星等系統來標定。恆星越亮, 星等就越低。他把20顆最亮的恆星叫做一等星, 再暗一些就是二等星, 然後是三等星、四等星、五等星, 直到最暗淡的用肉眼隱約可見的為六等星。到了1856年, 英國天文學家鮑格森把喜帕恰斯的觀念定量化。他指出, 所有一等星的平均亮度為六等星平均亮度的100倍。 為了使這五個星等間隔表示的亮度比為100, 一個星等的比率必須為2.512, 就是說四等星的亮度為五等星的2.512倍, 為六等星的2.512×2.512倍或6.3倍。在恆星中, 天鵝座61星是一顆5.0等的暗星 (現在天文學可以把星等確定到小數點後一位數, 有時甚至可以確定到小數點後兩位數) 。五車二是一顆0.9等的亮星; 半人馬座α星更亮, 為0.1等星。當亮度更大時, 可用零等星或負幾等星來表示。天狼星是天空中最亮的一顆恆星, 為－1.42等星。行星金星的星等是－4.2; 滿月為－12.7; 太陽為－26.9。圖: 天空中最亮的星星天狼星。Robert Nemiroff & Jerry Bonnell 攝於 2000年6月11日這些都是我們看到的恆星的視星等, 而不是它們的與距無關的絕對光度。但是, 如果我們知道一顆恆星的距離和它的視星等, 我們就能夠計算出它的真實光度。天文學家根據一個標準距離的亮度來確定"絕對星等"的標度, 一個標準距離規定為10秒差距, 或32.6光年。 (1秒差距即一顆恆星顯示出1弧秒視差時的距離; 大約相當於30萬億公里或3.26光年。)雖然五車二看起來比半人馬座α星和天狼星暗, 但實際上它發出的光比這兩顆星中的任何一顆都要強得多。它之所以看起來比較暗, 只是因為它比這兩顆星要遠得多。如果它們都在標準距離上, 五車二則是最亮的一顆星: 五車二的絕對星等為－0．1, 天狼星是1.3, 而半人馬座α星是4.8。我們的太陽和半人馬座α星的亮度差不多, 絕對星等為4.86, 是一顆普通的中等大小的恆星。現在我們再回頭談造父變星。1912年, 哈佛天文台的一位天文學勒維特對小麥哲倫雲進行研究。南天中有兩個巨大的恆星系統以麥哲倫的名字而命名, 這是因為麥哲倫船隊在環球航行期間首先觀察到它們。在小麥哲倫雲的恆星中, 勒維特觀察到25顆造父變星。她記錄下每顆造父變星的變化周期, 使她驚訝的是, 她發現變化周期越長恆星的亮度就越大。與我們鄰近的造父變星並沒有這種關係, 但小麥哲倫雲中的造父變星為什麼會有呢? 在我們鄰近的恆星中, 我們只知道造父變星的視星等, 不知道它們的距離或絕對星等, 所以沒有可以把一顆恆星的變化周期與其亮度聯繫起來的標準。但是小麥哲倫雲離我們太遙遠了, 這就像一個紐約市的人試圖計算芝加哥市的每個人同他之間的距離一樣。他會得出這樣的結論, 所有芝加哥人都差不多與他同樣遠--在長達上千公里的總距離上, 差一兩公里又有什麼關係呢? 同樣, 小麥哲倫雲遠端的一顆恆星比近端的一顆恆星也遠不了多少。由於小麥哲倫雲中的恆星都處在離我們差不多同樣遠的距離上, 所以可以把它們的視星等作為比較它們的絕對星等的一種量度。因此, 勒維特可以把她看到的那種關係看成是一種真實的關係, 就是說, 造父變星的周期隨著絕對星等而平緩地增大。於是她畫出了一條周期－光度曲線, 這條曲線可以表明具有任一絕對星等的造父變星必定具有的周期, 反過來, 也可以表明具有一定周期的造父變星必定具有的絕對星等。假設造父變星在宇宙的任何地方都像在小麥哲倫雲里一樣 (一個合理的假設) , 那麼, 天文學家就有了一個測量距離的相對尺度, 不管造父變星有多遠, 只要能用最好的望遠鏡探測到, 就可以測量出它的距離。如果天文學家發現兩顆周期相等的造父變星, 便可以認為它們具有相同的絕對星等。 如果造父變星A看上去有造父變星B的4倍亮, 那麼造父變星B必然有造父變星A的2倍遠。用這種方法, 可以把所有觀測到的造父變星的相對距離畫在一張比例圖上。這樣只要有一個造父變星的真實距離能夠測定出來, 所有其他造父變星的距離就都可以確定了。不幸的是, 即使最近的造父變星--北極星--也有幾百光年遠, 無法用視差法測量出它的距離。天文學家必須採用間接的方法。一個可以利用的線索是自行: 一般來說, 越遠的恆星自行就越小。 (回想一下, 貝塞爾斷定天鵝座61星比較近, 就是因為它有較大的自行。) 為了測定星群的自行, 人們使用了許多裝置, 還使用了統計學方法。雖然過程很複雜, 但終於測出了含有造父變星的各種星群的近似距離。根據那些造父變星的距離和視星等, 便可以確定它們的絕對星等, 從而可以把絕對星等和周期作以比較。1913年, 丹麥天文學家赫茲普龍發現, 一顆絕對星等為-2.3的造父變星, 周期是6.6天。 根據這一發現, 並利用勒維特的周期－光度曲線, 他能夠確定任何造父變星的絕對星等。 (後來意外地發現, 造父變星一般都是又大又亮的恆星, 比我們的太陽亮得多。它們的亮度變化可能是脈動的結果。這些恆星似乎在不斷地膨脹與收縮, 就像是在做深呼吸一樣。)幾年以後, 美國天文學家沙普利重複了這項工作, 並斷定一顆-2.3絕對星等的造父變星周期為5.96天。他們兩人的結果如此一致, 天文學家們可以繼續向前邁進了。他們有了自己的尺度。阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·宇宙的大小·確定銀河系的大小《阿西莫夫最新科學指南·宇宙學》〖本書由碧聲掃校〗阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·宇宙的大小確定銀河系的大小1918年, 沙普利開始觀測我們銀河系的造父變星, 想用這種新的方法來確定銀河系的大小。他重點觀測球狀星團中的造父變星。球狀星團是由幾萬至幾千萬顆恆星稠密地聚集在一起的球狀集合體, 直徑大約為100光年。這些星團 (其性質一個世紀以前W.赫歇耳就首次觀測過) 呈現出完全不同於我們鄰近空間的天文環境。在較大的星團中心, 恆星以每10立方秒差距500顆的密度聚集在一起, 而在我們鄰近的空間中每10立方秒差距只有一顆恆星。在這種情況下, 星光會比地球上的月光亮得多, 假如在靠近這種星團的中心有一顆行星的話, 這顆行星將不會有黑夜。在我們的銀河系中約有100個已知的球狀星團, 可能還有這麼多個未被發現。沙普利計算出, 各個球狀星團與我們的距離為2萬～20萬光年。 (最近的一個星團是半人馬座ω, 它同最近的一顆恆星一樣, 在半人馬座里, 用肉眼望去像是一顆星。最遠的一個星團是NGC2419, 它距離我們太遠了, 幾乎難以把它當作銀河系的成員。)沙普利發現, 這些星團分布在一個大球中, 銀道面從中間把大球切成兩半, 它們像暈一樣環繞著銀河系主體的一部分。沙普利自然地假設它們繞著銀河系的中心轉動。在他的計算中, 他把銀河系中由球狀星團組成的這個暈的中心點定在人馬座方向上, 距離我們約5萬光年。 這意味著, 正如W.赫歇耳及卡普坦曾認為的那樣, 我們的太陽系根本不在銀河系的中心, 而是遠處銀河系的一個邊緣。沙普利的模型把銀河系描繪成一個直徑為30萬光年的巨大透鏡。後來, 另一種測量方法很快證明, 這一次沙普利把銀河系估計得太大了。從銀河系的形狀像一個圓盤這一事實出發, 自W.赫歇耳以來, 天文學家一直推測, 它必定在空間旋轉著。1926年, 荷蘭天文學家奧爾特開始測量這種旋轉。因為銀河系不是一塊固體, 而是由無數單個恆星組成的, 所以不能指望它像輪子那樣一塊旋轉, 而是靠近圓盤引力中心的恆星必定比遠處的恆星繞中心旋轉得快 (就像離太陽越近的行星在軌道上運行越快一樣) , 因此, 靠近銀心 (即在人馬座方向上) 的恆星應該趨向於超前我們的太陽而移動; 而遠離銀心 (即在雙子座方向上) 的恆星在公轉中應該有落後於我們的傾向。恆星離我們越遠, 速度的這種差異應該越大。在這些假設的基礎上, 根據恆星的相對運動, 就可以計算出繞銀心旋轉的速率。由此推算出, 太陽以及附近的恆星約以每秒240公里 (150英里) 的速率相對於銀心公轉, 而公轉一周需要2億年左右。 (太陽以接近於圓形的軌道遠行, 但有些恆星的軌道, 如大角星, 就近乎於橢圓形。不過恆星的運行軌道並不完全平行, 這一事實正好說明太陽為什麼朝著天琴座相對運動。)在估計出旋轉的速率值以後, 天文學家就能計算出銀心的引力場強度和它的質量。結果表明, 含有銀河系絕大部分質量的銀心遠大於1000億個太陽的質量。由於太陽比一般恆星的質量大, 因此銀河系可能含有200億～3000億顆恆星, 是W.赫歇耳估計數目的3000倍。從旋轉恆星的軌道曲線, 還可以找出它們繞行的中心, 天文學家使用這個方法證實銀河系的中心在人馬座的方向上, 就像沙普利所發現的那樣, 但離我們只有27000光年, 而銀河系的總直徑則為10萬光年, 而不是30萬光年。在這個目前被認為是正確的新模型中, 圓盤在中心處的厚度約為20000光年, 然後向邊緣逐漸變薄: 我們的太陽位於從中心到邊緣2/3的地方, 圓盤在這裡的厚度約為3000光年 (見圖2－3) 。但這些只是粗略的數字, 因為銀河系並沒有非常明確的邊界。圖: 從邊緣處看到的銀河系模型。球狀星團散布在銀河系中心部分的四周。既然太陽這麼靠近銀河系的邊緣, 為什麼我們看到的銀河在銀心方向上並不比在相反的方向上 (即我們朝邊緣看的方向) 更亮呢? 朝人馬座看去時, 我們面對著銀河系的主體, 大約有2000億顆恆星, 而向邊緣望去時, 只有幾百萬顆疏稀的恆星。可是, 不論在哪一個方向上銀河帶似乎都一樣地明亮。這可能是因為巨大的昏暗的塵埃雲把銀心大部分遮擋住了, 我們無法看到。銀河系外圍區域的質量, 有一半大概是由這種塵埃氣體雲組成的。我們所能看到的可能最多只有銀心光亮的1/10000。正因為這樣, W.赫歇耳及其他早期研究銀河系的天文學家才誤認為太陽系在銀河系的中心, 而後來沙普利似乎也因此過高地估計了銀河系的大小。他所研究的一些星團因中間介入塵埃而變得暗淡, 所以這些星團里的造父變星顯得比實際的亮度暗淡, 因此推算出的距離也比實際的遠。阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·宇宙的大小·正在擴展的宇宙《阿西莫夫最新科學指南·宇宙學》〖本書由碧聲掃校〗阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·宇宙的大小正在擴展的宇宙 (碧聲注: 從本節內容來看, 這個小標題似乎譯成"擴展中的宇宙"更好, 偏重於人類觀測到的宇宙, 而並不指宇宙本身的膨脹)甚至在銀河系的大小和質量被確定之前, 人們就已經利用麥哲倫雲中的造父變星來測定這個星雲的距離了 (勒維特繪製了周期－光度曲線, 這是一個關鍵性的發現) 。結果證明, 它至少和我們相距10萬光年。現代最新的數字是, 大麥哲倫雲距離我們約15萬光年, 小麥哲倫雲約17萬光年。大麥哲倫雲的大小不到銀河系直徑的一半; 小麥哲倫雲的大小不到1/5。 此外, 恆星的密集程度也比較稀。大麥哲倫雲含有50億顆恆星 (不到我們銀河系恆星數目的1/20) , 而小麥哲倫雲僅含有15億顆恆星。 圖: 大、小麥哲倫雲20世紀20年代初期的狀況是這樣的: 已知的宇宙直徑不到20萬光年, 由我們的銀河系和它的兩個鄰居組成。於是產生了這樣一個問題, 在此以外是否還有什麼東西存在?人們把懷疑的目光投注在某些明亮的雲霧狀的小斑上, 稱之為星雲 (源自希臘語"雲") , 天文學家早就注意到它們了。法國天文學家梅西耶早在1781年就把其中的103個編入了星表。 (許多星雲至今仍沿用他所編的號碼, 在號碼前面加上M字樣, 表示為梅西耶所編。)這些星雲狀物質果真像人們所看到那樣只是些雲嗎? 有些星雲, 如獵戶座星雲 (荷蘭天文學家惠更斯1656年首次發現) , 似乎就是一塊氣體塵埃雲, 獵戶座星雲的質量大約等於500個我們的太陽, 由它內部的熱星所照亮。然而, 另一些星雲狀物質已經證明是球狀星團, 是由恆星組成的巨大集體。但是仍有一些發亮的雲斑似乎一顆星也沒有。那麼, 為什麼它們會發亮呢? 1845年, 英國天文學家W.帕森斯 (即羅斯勛爵) 使用他用畢生精力製成的183厘米 (72英寸) 望遠鏡, 確認這些雲塊中有一些具有旋渦結構, 並命名為"旋渦星雲", 但這無助於解釋發亮的原因。圖: M31 (仙女座星雲)這類星雲中最為壯觀的是位於仙女座里的仙女座星雲, 被稱為M-31。德國天文學家馬里厄斯1612年首先研究的就是這塊星雲。仙女座星雲是一個拉長的卵形雲塊, 發出暗淡的光, 大約有滿月一半的大小。它會不會是由恆星組成的, 只是由於太遙遠、使用高倍望遠鏡也分辨不出來? 如果真是這樣, 仙女座星雲必然是難以置信地遙遠, 並且難以置信的龐大, 因為在這樣遙遠的距離我們竟然還能看到它。 (早在1755年, 德國哲學家康德曾猜測有這種極遠距離的恆星集合體存在, 他稱之為島宇宙。)20世紀初對這件事有過激烈的爭論。美國天文學家萬瑪倫報告說, 仙女座星雲在以可測量的速率旋轉著。既然能測量到它, 它必定距離我們相當近。假若遠在銀河系之外, 就會因為太遠而顯示不出任何可以察覺到的運動。萬瑪倫的好朋友沙普利利用他的結論提出了仙女座星雲是銀河系的一部分的論點。反對這種說法的是美國天文學家柯蒂斯。儘管在仙女座星雲中看不到一顆星, 但時常都有極其微弱的星在那裡出現。柯蒂斯認為這是一種新星, 一種會突然增加幾千倍亮度的恆星。在銀河系時, 這種恆星會發出短暫的非常亮的光, 然後又暗淡下去, 從而結束; 但在仙女座星雲中, 它們即使在最明亮時也不容易被看到。柯蒂斯推斷, 新星之所以極其暗淡, 是因為仙女座星雲極其遙遠。仙女座星雲中的普通恆星合在一起仍然太暗而不能被發現, 因而只能混合在一種微亮的雲霧中。1920年4月26日, 柯蒂斯與沙普利舉行了一次公開的辯論會。雖然柯蒂斯的口才非常好, 並對自己的立場作了令人印象深刻的辯護, 但總的來說是平分秋色。但是幾年後, 事實證明柯蒂斯是對的。理由之一就是萬瑪倫的數字被證明是錯的。原因尚不能肯定, 但即使最聰明的人也會出錯, 而萬瑪倫顯然是屬於這種情況。而後, 1924年, 美國天文學家哈勃在加利福尼亞州威爾遜山上把新建成的254厘米 (100英寸) 望遠鏡對準了仙女座星雲。 (這架望遠鏡是由J.B.胡克資助建造的, 因此命名為胡克望遠鏡。) 這架強有力的儀器把仙女座星雲的外緣部分分解成單個的恆星, 於是立即顯示出, 仙女座星雲 (或至少其中一部分) 和我們的銀河相類似, 那裡可能就是所謂的"島宇宙"。在仙女座星雲邊緣的恆星中也有造父變星。利用這些測量標杆, 哈勃斷定這個星雲距離我們將近100萬光年！ 所以仙女座星雲非常遙遠, 遠在銀河系之外。考慮到它的距離, 它的視大小表明, 它必定是上個巨大的恆星聚集, 幾乎可以和我們的銀河系相匹敵。結果證明, 其他一些星雲狀物質也是恆星的聚集, 甚至比仙女座星雲更遠。這些河外星雲都被認定是星系--新的"宇宙"。這些新的"宇宙"使我們的銀河系的地位大為降低, 成為空間的許多星系之一。宇宙再一次擴大了。它比以前任何時候都要大, 它的寬度已不只是幾十萬光年, 而可能是幾十億光年了。阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·宇宙的大小·旋渦星系《阿西莫夫最新科學指南·宇宙學》〖本書由碧聲掃校〗阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·宇宙的大小旋渦星系整個20世紀30年代, 天文學家都在努力解決關於這些星系的一些令人煩惱的問題。一則是, 根據他們假設的這些星系的距離, 這些星系顯然都比我們的銀河系小得多。這似乎是一個奇怪的巧合: 我們正好居住在一個最大的星系中。二則是, 仙女座星系周圍的球狀星團的亮度似乎只有我們銀河系中球狀星團的1/2或1/3。 (仙女座星系的球狀星團幾乎和我們銀河系一樣多, 並且它們圍繞著仙女座星系的中心排列成球形。這個發現似乎證明, 沙普利關於我們銀河系的球狀星團呈球形排列的假設是合理的。有些星系球狀星團多得驚人, 例如在室女座里的M-87星系, 至少擁有1000個。)最嚴重的問題是; 這些星系的距離似乎表明宇宙的年齡只有20億年 (理由我將在本章後面討論) 。這是令人費解的, 因為地質學家認為地球本身的年齡大於20億年; 而且他們所利用的證據被認為是最可靠的。第二次世界大戰期間, 這個問題才開始有了答案。當時一位在德國出生的美國天文學家巴德發現, 以前用來測量星系距離的尺度是錯誤的。1942年, 巴德利用戰時洛杉磯燈火管制的機會, 在夜空清澈的威爾遜山上, 使用254厘米 (100英寸) 望遠鏡, 對仙女座星系進行了仔細研究。由於能見度增高, 使他能夠分辨出仙女座星系內部區域的一些恆星。他馬上注意到, 這些恆星與這個星系的外圍恆星有顯著的差異。在內部最亮的恆星帶紅色, 而在外圍最亮的恆星則帶藍色。而且, 內部的紅巨星遠不如外圍的藍巨星亮: 後者的亮度有我們太陽的10萬倍, 而前者只有1000倍。最後, 在仙女座星系的外圍發現明亮的藍星的地方, 布滿了塵埃; 而在內部, 儘管是一些不太明亮的紅星, 卻沒有塵埃。巴德認為, 那裡好像有兩類具有不同結構和歷史的恆星。他把外圍帶藍色的恆星叫做星族Ⅰ, 而把內部帶紅色的恆星叫做星族Ⅱ。後來證明, 星族Ⅰ的恆星比較年輕, 金屬含量高, 在星系的中間平面上沿著近乎圓形的軌道繞星系中心運行。星族Ⅱ的恆星則比較老, 金屬含量低, 軌道呈明顯的橢圓形, 而且與星系的中間平面有相當大的傾角。後來, 這兩個星族又被細分為更多的次群。戰後, 由美國天文學家海耳監製的新508厘米 (200英寸) 海耳望遠鏡在帕洛馬山上落成, 巴德繼續進行他的研究。他發現, 這兩個星族在分布上有一定的規律性, 而這些規律是由有關星系的性質決定的。有一類星系叫做橢圓星系 (呈橢圓形狀, 而且具有較均勻的內部結構) , 這類星系顯然主要是由星族Ⅱ的恆星組成的, 如同任何星系中的球狀星團那樣。另一類叫做旋渦星系 (具有旋臂, 看上去就像一個玩具風車) , 它的旋臂是由星族Ⅰ的恆星組成的, 相對於星族Ⅱ背景。 圖: 左圖是星系M83, 一個典型的旋渦星系。右圖是橢圓星系M87。據估計, 宇宙中只有大約2%的恆星屬於星族Ⅰ類。但是我們的太陽和我們附近的一些熟悉的恆星都屬於這一類。僅根據這一事實, 我們就可以推斷, 我們的銀河系是一個旋渦星系, 而我們位於它的一個旋臂上。 (因為銀河系的旋臂聚集著塵埃, 因此在我們的附近有許多或明或暗的塵埃雲。) 從照片上可以看出, 仙女座星系也是旋渦星系。現在再來談尺度。巴德開始把在球狀星團 (星族Ⅱ) 中發現的造父變星和在我們這一旋臂 (星族Ⅰ) 上發現的造父變星加以比較。結果表明, 就周期和光度之間的關係來說, 兩個星族裡的造父變星確實屬於兩種不同的類型。星族Ⅱ的造父變星遵循勒維特和沙普利建立的周期－光度曲線。利用這一尺度, 沙普利相當準確地測量了球狀星團的距離和我們銀河系的大小。但是, 現在發現, 星族Ⅰ的造父變星是一種完全不同的尺度！一顆星族Ⅰ的造父變星的光度是一顆周期相同的星族Ⅱ的造父變星的4倍或5倍。因此, 使用勒維特的尺度, 根據一顆星族Ⅱ造父變星的周期, 來計算它的絕對星等, 就會得出錯誤的結果。絕對星等錯了, 距離的計算也一定是錯的: 這顆恆星實際上要比計算出來的距離遠得多。哈勃曾利用仙女座星系外圍 (星族Ⅰ) 的造父變星來推估仙女座星系的距離, 當時只有這些造父變星能夠辨認出來。現在, 利用修正了的尺度, 測出這個星系距離我們大約250萬光年, 而不是不到100萬光年。 其他星系也按比例向外推移。 (但是, 仙女座星系仍然是我們的一個近鄰, 星系間的平均距離估計約為2000萬光年。)就這麼一修正, 已知宇宙的範圍就擴大了一倍多, 30年代困擾的問題也迎刃而解了。我們的銀河系不再是最大的了, 例如, 仙女座星系就肯定比我們的銀河系大。再者, 現在看來, 仙女座星系的球狀星團同我們銀河系的一樣亮; 以前只是因為距離計算錯了而覺得它們比較暗。最後, 新的距離標準可以使宇宙的年齡劇增, 從而使宇宙的年齡能和地質學家所估計的地球的年齡一致起來了。 (我將在後面說明理由。)阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·宇宙的大小·星系團《阿西莫夫最新科學指南·宇宙學》〖本書由碧聲掃校〗阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·宇宙的大小星系團星系的距離加倍並沒有使宇宙大小的問題完全解決。我們現在必須考慮由星系團和星系團集團組成的更大系統的可能性。事實上, 現代望遠鏡已經證實, 星系團確實存在。例如, 後發星座里有一個巨大的橢圓形的星系團, 直徑約為800萬光年。后髮星系團含有大約11000個星系, 彼此間的平均距離只有30萬光年。 (而在我們附近的星系團中, 星系間的平均距離大約是300萬光年。) 圖: 後發星座的星系團我們的銀河系似乎是本星系群的一部分, 本星系群包括麥哲倫雲、仙女座星系和它附近的三個小伴星系, 加上一些其他星系, 共有19個成員。這些成員中, 由義大利天文學家馬費伊首先報道的馬費伊1和馬費伊2直到1971年才被發現, 這是因為在它們和我們之間有塵埃雲, 只有透過這些塵埃雲才能探測到它們。在本星系群中, 只有我們的銀河系、仙女座星系和兩個馬費伊星系是巨星系, 其餘的都是矮星系。矮星系之一的IC1613可能只含有6000萬顆恆星, 幾乎並不比一個大的球狀星團大。在星系中, 如同在恆星中一樣, 矮星系比巨星系多得多。如果星系的確組成星系團, 星系團又組成更大的集團, 這是否意味著宇宙會無限地擴展下去, 空間是無限的呢? 或者宇宙和空間都有盡頭? 現在天文學家能辨認出大約100億光年遠的天體, 在那裡它們似乎達到了一個極限。要知道為什麼, 我必須把討論的方向稍微轉移一下。我們已經討論了空間, 下面讓我們來討論一下時間。阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·宇宙的誕生·地球的年齡《阿西莫夫最新科學指南·宇宙學》〖本書由碧聲掃校〗阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·宇宙的誕生宇宙的誕生神話作者們編造了許多創造宇宙的奇異故事 (通常主要涉及地球本身, 而把其餘一切都當作"天空"或"天"乾脆不予考慮) 。一般來說, 這些神話都把世界誕生的時間定在不太遙遠的過去。我們最熟悉的創世故事當然是《創世紀》第一章了, 有人認為, 它是根據巴比倫神話改編的, 後來只是加強了詩的美感和道德的色彩。人們作過各種努力, 試圖根據《聖經》上記載的數據推算出創世的日期 (例如不同國王在位的年代、希伯來人從出埃及到奉獻所羅門神殿的時間、大洪水前後亞伯拉罕、以賽、雅各和他們的祖先的年齡等等) 。中世紀的猶大學者把創世的日期定在公元前3760年, 至今猶太歷仍從那個日期開始計算年代。1658年, 英國聖公會的厄謝爾算出創世的日期為公元前4004年, 而附和者將日期更精確地定在那一年10月22日的下午8點。 希臘正教會的一些神學家則將創世日定在公元前5508年。 圖: 神創造亞當甚至遲至18世紀, 《聖經》上的說法仍為學術界所接受, 宇宙的年齡被認為只有6000～7000年。1785年, 蘇格蘭博物學家赫頓出版了一本名為《地球論》的書, 使這種觀點第一次受到沉重打擊。赫頓一開始就提出這樣一個命題, 即地球表面上發生的緩慢的自然過程 (如高山的形成和侵蝕, 河道的沖鑿, 等等) , 在整個地球史上都是以大致相同的速率進行的。這個均變說意味著, 這些過程必然進行了相當長的時間才產生出這些可以觀測到的現象。因此, 地球的年齡絕不止幾千年, 而是幾百萬年。赫頓的觀點立即受到嘲笑, 但卻漸漸地起了作用。19世紀30年代初期, 英國地質學家C.賴爾重申了赫頓觀點, 並在三卷巨著《地質學原理》中提出了鮮明有力的證據, 使科學界贏得了勝利。現代地質學可以從他的著作之日算起。地球的年齡許多人試圖以均變說為基礎來計算地球的年齡。比方說, 假若有人知道每年因水的作用而產生的沉積物的量的話 (現代的估計是每880年30.48厘米) , 那麼, 他就可以由沉積岩的厚度計算出它的年齡。但是人們很快就明白了, 用這個方法無法精確地確定地球的年齡, 因為侵蝕、碎裂、隆起及其他力量的作用使岩石的記錄變得模糊不清。儘管如此, 就連這種不完全的證據也表明, 地球的年齡至少有5億年。另一個測定地球年齡的方法, 是估計海洋中鹽分的聚集率, 這個方法是哈雷在1715年首先提出來的。河流不斷地將鹽衝到海中, 因為淡水通過蒸發而離開海洋, 所以鹽的濃度逐漸增加。假設海洋一開始全是淡水, 那麼河流要使海洋有3%的含鹽量必須要有10億年的時間。這個巨大的年齡非常符合生物學家們的需要。19世紀後半葉, 生物學家試圖描繪出生物從原始的單細胞生物發展到複雜的高等動物的緩慢進程。他們需要漫長的時間來發生這一過程, 而10億年給了他們足夠的時間。圖: 三葉蟲化石可是, 到了19世紀中葉, 天文學上的一些問題突然變得複雜起來。例如, 能量守恆定律提出了一個與太陽有關的有趣的問題。太陽不斷噴出大量的能量, 而且有史以來一直如此。假若地球存在了無數世紀, 那麼太陽的這些能量是從哪裡來的呢? 它不可能來自人們通常熟悉的能源。假如太陽一開始就是在氧的大氣中燃燒的煤塊, 那麼, 按照它釋放能量的速率來計算, 在2500年中就會全部變成二氧化碳。德國物理學家亥姆霍茲是提出能量守恆定律的科學家之一, 對太陽特別感興趣。1854年, 他指出, 假如太陽正在收縮, 它的質量在向重心下落的過程中會得到能量, 就像石塊下落時得到能量一樣。這種能量可以轉變為輻射。亥姆霍茲計算出, 太陽只要縮小1/10000的半徑, 就能夠給它提供2000年釋放的能量。後來被稱為開爾文勛爵的英國物理學家W.湯姆孫對此做了更多的研究, 並據以推斷地球的年齡不可能超過5000萬年, 因為根據太陽消耗能量的速率來看, 太陽要縮小到今天這樣大, 最初一定會和地球公轉軌道一樣龐大。 (這個假設當然也意味著, 金星一定比地球年輕, 而水星更年輕。) W.湯姆孫進而估計, 假如地球本身開始時是一團熔融的物質, 那麼, 冷卻到現在的溫度所需的時間, 也就是它的年齡, 大約是2000萬年。到19世紀90年代, 對立的雙方拉開了陣勢。物理學家似乎已肯定地證明, 地球以固態存在絕不會超過幾百萬年, 而地質學家及生物學家似乎也同樣肯定地證明, 地球以固態存在必定超過10億年。之後, 一些完全沒有預料到的新發現瓦解了物理學家的陣壘。1896年, 放射性的發現使問題得到了澄清, 地球的鈾元素和其他放射性物質會釋放出大量的能量, 並且已經進行了很長的時間。正如1904年紐西蘭出生的英國物理學家盧瑟福在一次演講中首先指出的, 這個發現使W.湯姆孫的計算變得毫無意義。已經上了年紀的W.湯姆孫本人也聽了這次演講, 並表示不同意盧瑟福的觀點。如果不把放射性物質不斷提供給熱量這一事實考慮在內, 而試圖確定地球冷卻的時間, 那是沒意義的。有了這個新的因素, 地球從一團熔融的物質冷卻到現在的溫度, 可能所需要的時間就不是幾百萬年, 而是幾十億年了。地球甚至可能因放射性物質供給熱量而愈來愈熱。實際上, 放射性本身終於給地球的年齡提供了最可靠的證據 (使用的方法將在後面第六章中敘述) , 因為它可以使地質學家及地球化學家直接從岩石中鈾和鉛的含量計算出岩石的年齡, 利用放射性時鐘, 現在已經知道, 地球上的某些岩石年齡超過了30億年, 而且有充分的理由認為, 地球的年齡要比岩石的年齡大。地球以目前的固態形式存在的年齡為46億年, 這個年齡現在是可以為人們接受的。從我們的近鄰月球上帶回來的一些岩石, 證明月球差不多也是同樣的年齡。阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·宇宙的誕生·太陽與太陽系《阿西莫夫最新科學指南·宇宙學》〖本書由碧聲掃校〗阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·宇宙的誕生太陽與太陽系太陽的情況又是怎樣的呢? 放射性及有關原子核方面的發現, 引出了一個新的能源, 比我們以前知道的任何能源都大得多。1903年, 英國物理學家愛丁頓經過一系列的思考後提出, 太陽中心的溫度和壓力一定非常高: 溫度可高達1500萬度。在這樣的溫度和壓力下, 原子核可以進行在溫和的地球上無法進行的反應。人們知道, 太陽主要是由氫構成的。若4個氫核結合成1個氦原子, 這些氫核就會釋放出大量的能量。1938年, 德國出生的美國物理學家貝特提出, 在像太陽一類的恆星中心, 將氫結合成氦有兩種可能的方式: 一種是直接由氫轉換成氦; 另一種則以碳原子作為中間媒介。在恆星中, 這兩種反應都可能發生; 而在我們的太陽中, 直接將氫轉換成氦似乎是主要的機制。 (愛因斯坦在1905年提出的狹義相對論中已經證明, 質量和能量是同一事物的兩個不同的方面, 可以相互轉化; 而且還證明, 少量的質量轉化能夠釋放出巨大的能量。) 圖: 太陽照片。SOHO衛星攝。太陽輻射能量的速率要求太陽每秒減少420萬噸的質量。 乍看之下, 這個損失似乎大得嚇人, 但太陽的總質量為22 000 000000 000 000 000億噸, 因此每秒只損失其質量的 0.0 000 000000 000 000 002‰。 如果太陽真的像科學家們現在認為的那樣已經存在了50億年, 而且一直按現在的速率輻射能量的話, 它也只是損耗了其質量的1/33000而已。 由此不難看出, 在今後的幾十億年內, 太陽還能繼續按照目前的速率輻射能量。到了1940年, 人們認為, 整個太陽系的年齡約為50億年看來是合理的。有關宇宙年齡的全部問題大概可以解決了, 但是天文學家們又陷入了新的困境。現在整個宇宙的年齡顯得太年輕了, 因而無法解釋太陽系的年齡。這個麻煩是由天文學家對遠星系的探測和奧地利天文學家多普勒1842年首先發現的一種現象引起的。大家都非常熟悉多普勒效應, 最常見的實例就是火車通過時的汽笛聲: 當火車接近時笛聲音調升高; 而當火車遠離時音調降低。音調的變化就是因為聲源的運動使每秒鐘撞擊在耳膜上的聲波數目改變了。正如多普勒所指出的, 多普勒效應不僅適用於聲波, 也適用於光波。當運動著的光源的光波到達眼睛時, 如果光源移動得夠快的話, 頻率會發生移動, 就是說, 顏色會發生改變。譬如說, 假若光源向著我們運動, 每秒鐘就會有較多的光波擠進我們的眼睛, 我們所看到的光就會向可見光譜的高頻端 (即紫端) 偏移; 反之, 如果光源遠離我們而去, 每秒鐘到達的光波就較少, 於是光就會向可見光譜的低頻端 (即紅端) 偏移。天文學家對恆星的光譜進行了長期的研究, 因此非常熟悉正常的光譜圖。這種光譜圖或是在黑暗背景上的亮線圖樣, 或是在明亮背景上的暗線圖樣。亮線或暗線表示原子在某些波長 (或顏色) 上對光線的發射或吸收。通過測量正常光譜線朝可見光譜紅端或紫端的位移, 天文學家能夠計算出恆星移向我們或遠離我們的速度, 即視向速度。1848年, 法國物理學家斐索指出, 注意光譜線的位置能夠取得觀測光的多普勒效應的最佳效果。因此, 人們把光的多普勒效應稱為多普勒－斐索效應 (圖2-4) 。圖2-4 多普勒－斐索效應。當光源靠近時, 光譜線會移向紫端 (左邊) ; 而當光源遠離時, 光譜線則移向紅端 (右邊) 。多普勒一斐索效應已經應用在各個不同的方面。在我們的太陽系內, 它可以用來以一種新的方式證實太陽的自轉。在太陽自轉的過程中, 太陽正在轉向我們的邊緣所發出的光譜線會向紫端偏移 (紫移) 。而另一邊緣則顯示出紅移, 因為這一邊緣正在遠離我們而去。誠然, 太陽黑子的運動是探測太陽自轉的更好而且更明顯的方法 (已由此得知, 太陽相對於恆星的自轉周期大約是26天) 。不過, 多普勒效應可以用來測定沒有特徵的天體的自轉, 如土星環。多普勒－斐索效應可以用於任何距離的天體, 只要能使那些天體產生出可供研究的光譜。因此, 它最突出的成果是在恆星的研究方面。1868年, 英國天文學家W.哈金斯測量了天狼星的視向速度, 並宣布它正在以每秒47公里 (29英里) 的速度遠離我們而去。 (現在我們已有更精確的數字, 但他第一次就能做到這種地步, 已經是相當精確了。) 到1890年, 美國天文學家J.E.惠勒使用更精確的儀器, 取得大量可靠的數據。例如, 他指出, 大角星正在以每秒6公里 (3.75英里) 的速度接近我們。多普勒－斐索效應甚至能夠用來確定望遠鏡無法分辨的恆星系統是否存在。例如1782年, 英國天文學家古德里克 (他是一個聾啞人, 死時才22歲。他雖然身體殘廢, 卻是一個第一流的天才) 研究了大陵五, 發現它的亮度有規律地增強和減弱。古德里克對這種現象的解釋是, 假設有一顆暗伴星圍繞著大陵五運行, 周期性地從它前面經過, 從而掩食了它, 使它的光線變暗。過了一個世紀, 這個似乎可能的假說才得到另一個證據的支持。1889年, 德國天文學家沃格爾指出, 大陵五的光譜線交替發生紅移和紫移, 並且和它的明暗變化相吻合。一開始大陵五遠離我們, 而暗伴星朝我們靠近; 然後大陵五朝我們靠近, 而暗伴星遠離我們。大陵五被看成是一顆食雙星。1890年, 沃格爾發現了一種類似而且更普遍的現象。他發現, 有些恆星是既前進又後退, 就是說, 光譜線同時顯示紅移和紫移, 就像雙重線一樣。沃格爾的結論是, 這種星是一種食雙星, 兩顆子星 (都是亮星) 靠得非常近, 甚至用最好的望遠鏡看上去還是像一顆單獨的星。這類雙星叫做分光雙星。不過, 我們沒有必要把多普勒－斐索效應局限在我們銀河系的恆星上, 銀河以外的天體也可以用這種方法來研究。1912年, 美國天文學家斯里弗在測量仙女座星系的視向速度時發現, 這個星系正在以大約每秒200公里 (125英里) 的速度朝我們運行。可是, 當他繼續觀測其他星系時, 發現它們中大部分都在遠離我們而去。1914年, 斯里弗獲得15個星系的數據, 其中有13個都在以每秒數百公里的速度急速退行。隨著對這些線索的繼續研究, 情況變得更加明朗了。除了幾個最近的星系外, 所有的星系都在遠離我們而去。而且, 隨著技術的進步, 使人們能夠探測到更暗而且可能是更遠的星系, 觀察到的紅移也進一步增加了。1929年, 在威爾遜山天文台的哈勃提出, 這些星系的退行速度在有規律地增加, 一個星系的退行速度與其距離成正比。如果星系A遠離我們的距離是星系B的2倍, 那麼星系A的退行速度就是星系B的2倍。這個規律有時叫做哈勃定律。後來的觀測確實進一步證實了哈勃定律。1929年初, 在威爾遜山的哈馬遜使用254厘米 (100英寸) 望遠鏡獲得更加暗弱的一些星系的光譜。 他所能觀測到的最遠的星系在以每秒40000公里 (25000英里) 的速度退行。 508厘米 (200英寸) 望遠鏡開始啟用後, 可以觀測到的星系更為遙遠; 到20世紀60年代, 可以觀測到的星系竟如此遙遠, 退行速度高達每秒24萬公里 (15萬英里) 。為什麼會這樣呢? 設想一個表面塗滿小點的氣球, 當氣球膨脹時, 小點便各自遠離。假若有個小人站在任意一點上, 在他看來, 其他所有的點似乎都遠離他而去, 而且離他越遠的點遠離得越快。不論他站在哪一個點上, 效果都會是一樣的。星系的行為使人們覺得宇宙彷彿正在膨脹, 就像膨脹著的氣球一樣。天文學家現在大都承認了這一膨脹的事實, 而且對愛因斯坦廣義相對論中"場方程"的解釋, 能夠與膨脹宇宙相符合。阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·宇宙的誕生·大爆炸《阿西莫夫最新科學指南·宇宙學》〖本書由碧聲掃校〗阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·宇宙的誕生大爆炸假若宇宙一直在不斷地膨脹, 那麼, 可以合理地設想, 它在過去應該比現在小; 而且在很久很久以前的某一時候, 它是由一個緻密的物質核開始的。1922年, 蘇聯數學家A.A.弗里德曼首先指出這種可能性。那時哈勃並未提出退行星系的證據, 弗里德曼完全是從理論出發利用愛因斯坦方程進行研究的。 可惜3年後僅37歲的A.A.弗里德曼死於傷寒, 因而他的成果鮮為人知。1927年, 比利時天文學家勒梅特, 在顯然不知道A.A.弗里德曼成果的情況下, 研究出了類似的膨脹宇宙學說。由於宇宙一直在膨脹, 所以在過去某一時刻它會相當小而密度非常大, 勒梅特稱之為宇宙蛋。根據愛因斯坦方程, 宇宙只能膨脹; 而由於它的巨大密度, 膨脹一定是從超級爆炸的衝擊開始的。今天的星系就是宇宙蛋的一些碎片; 而它們相互退行, 就是很久以前那次爆炸的回波。勒梅特的成果也沒有受到人們注意, 直到更有名望的英國物理學家愛丁頓提出這一成果, 才引起科學家們的普遍關注。直到20世紀30年代和40年代, 俄國血統的美國物理學家伽莫夫才真正普及了這個宇宙起源於爆炸的觀念。他稱這個起始的爆炸為大爆炸。從此這個名字就流傳開了。圖: 宇宙膨脹可是並不是每個人都同意大爆炸是膨脹宇宙的開始。1948年, 兩位奧地利天文學家邦迪和戈爾德提出一種理論, 承認膨脹宇宙但否定大爆炸。後來英國天文學家霍伊爾發展並普及了這個理論, 在星系散開的過程中, 星系之間又形成新的星系; 形成新星系的物質是無中生有的, 而且運動的速度非常緩慢, 用現在的技術無法測出。結論是, 宇宙自始至今基本上保持著同一狀態。在過去無數個紀元中, 它看上去就是現在這個樣; 在未來的無數個紀元中, 它看上去還是現在這個樣子, 因此既沒有開始也沒有結束。這種理論被稱為連續創生論, 由此形成一個穩恆態宇宙。在十多年的時間裡, 大爆炸和連續創生論的爭論非常激烈, 但沒有實際的證據來決定哪一個對。1949年, 伽莫夫指出, 假若大爆炸曾經發生, 伴隨而生的輻射在宇宙膨脹過程中應該損失能量, 而現在應該以射電輻射的形式存在, 作為一個均質背景從天空的四面八方射來。這種輻射在絕對溫度5K (-268℃) 時應該是天體的特徵。美國物理學家迪克進一步發展了這一觀點。1964年5月, 德國出生的美國物理學家彭齊亞斯和美國射電天文學家R.W.威爾孫接受迪克的建議, 探測到與伽莫夫預見的特徵非常相似的射電波背景, 它顯示出宇宙的平均溫度為絕對溫度3度。大多數天文學家認為, 射電波背景的發現為大爆炸理論提供了結論性的證據。現在一般都接受大爆炸曾經發生的說法, 而放棄了連續創生論的觀點。但是大爆炸是何時發生的呢?由於紅移容易測量, 所以我們相當確切地知道星系退行的速度。但是我們還必須知道星系的距離。距離越大, 作為退行速度的結果, 到達它們現在位置所需的時間也就越長。但距離並不容易確定出來。一般認為宇宙的年齡應為150億年。假若一個紀元是10億年, 那麼大爆炸發生在15個紀元前, 雖然也可能發生在10個紀元或20個紀元前。大爆炸以前的情況又是怎樣的呢? 宇宙蛋是從哪裡來的呢?有些天文學家猜測, 宇宙實際上是由緩慢凝結而成的非常稀薄的氣體開始的, 可能先形成恆星和星系, 而後繼續收縮, 在一次大緊縮中形成一顆宇宙蛋。宇宙蛋隨即在大爆炸中炸開了, 重新形成恆星和星系, 但現在正在膨脹中, 直到某一天它將再一次變成稀薄的氣體。事實可能就是如此, 如果我們展望未來, 宇宙將一直膨脹下去而變得越來越稀薄, 密度越來越小, 越來越接近真空狀態。如果我們朝過去看, 追溯到大爆炸以前, 並設想時間向後推移, 則宇宙似乎也是一直在膨脹並趨向真空。這種"一次收縮, 一次膨脹"的宇宙叫做敞開宇宙。現在沒有 (可能永遠也不會有) 一種方法, 能夠找到任何證據, 說明大爆炸以前發生的事情。有些天文學家甚至不願意去思考這件事, 最近有些爭論認為, 宇宙蛋是無中生有的, 因此沒有"一次收縮, 一次膨脹"的宇宙, 而只有一個"一次膨脹"的宇宙--仍然是一個敞開宇宙。根據這種假設, 情況可能是這樣, 在一個空無一物的無垠大海中, 在不同的時間可能發生過無數次大爆炸, 因此我們的宇宙只是無限多個宇宙中的一個, 每一個宇宙都有它自己的質量、自己的發展點和自己的一套自然規律亦未可知。可能只有自然定律的不尋常的組合才會形成星球、星系及生命, 而我們處在一個如此不尋常的狀況中, 就是因為我們不能在任何其他的宇宙里生存。不用說, 現在還沒有宇宙蛋無中生有的證據, 也沒有多個宇宙的證據, 或許永遠也不會有這種證據。但是, 如果不讓科學家在缺乏證據的情況下進行一些富有想像力的猜測, 宇宙將會是一個粗糙的世界。就此而言, 我們能夠肯定宇宙將永遠膨脹下去嗎? 它是在抗拒自身引力吸引的情況下膨脹的; 而引力可能足以使退行的速度減慢到零, 最後造成收縮。宇宙可能先膨脹後收縮, 形成大緊縮, 再次消失成一無所有--或者反轉過來再度膨脹, 然後有一天再次收縮, 形成無休止的振蕩系列, 無論是哪一種情況, 我們都稱之為閉合宇宙。阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·太陽的死亡·新星與超新星《阿西莫夫最新科學指南·宇宙學》〖本書由碧聲掃校〗阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·太陽的死亡太陽的死亡即使宇宙無限地膨脹下去, 對各個星系或星系團也不會有任何直接的影響; 即使所有的遠星系退行再退行, 直到最好的儀器也觀測不到它們, 我們的銀河系仍然會保持完整, 它的子星會被牢固地吸引在引力場內, 本星系群中的其他星系也不會離開我們。但是我們星系的內部變化是不能絕對排除的, 雖然這些變化跟宇宙膨脹無關, 但可能會給我們的行星及其表面上的生命造成災難。大體變化的整體觀念是現代才有的。古希臘哲學家, 特別是亞里士多德, 相信天空是完美而不變的。所有的變化、墮落與衰退都局限在最低的星球--月球--以下的不完美區域。這似乎只是普通的常識而已, 確實, 一代又一代, 一世紀又一世紀, 天上沒有什麼重大的變化。誠然, 偶爾會有神秘的彗星不知從哪裡冒出來, 行蹤無常, 用薄薄的面紗遮住其他星體, 朦朧的尾巴猶如魔鬼飄動著的長髮, 完全是一副邪惡的面目, 但是這類天體每個世紀用肉眼只能看見25個左右。 (彗星將在下一章中詳細討論。)亞里士多德試圖使這些鬼怪現象與天是完美的觀念相一致, 他堅持認為, 彗星屬於腐化的大氣和變化的地球。這個觀念一直持續到16世紀末。但是, 1577年 (在還沒有望遠鏡的年代) , 丹麥天文學家第谷試圖測量一顆明亮替星的視差, 卻無法測出。因為月球的視差可以測到, 所以第谷不得不下這樣的結論: 彗星遠在月球以外, 而且天上有變化與不完美 (羅馬哲學家塞涅卡在公元1世紀曾懷疑有這種變化。)事實上, 人們觀察到恆星的變化要比這個時間早得多, 但顯然沒有引起多大的好奇心。例如有些變星每夜都有顯著的亮度變化, 甚至用肉眼就可能觀察到。可是沒有一位希臘天文學家提到過任何恆星的亮度變化。可能是這些文獻早已遺失了, 也可能希臘天文學家有意不去觀察這些現象。有一個恰當而有趣的例子就是英仙座第二顆最亮的星大陵五。 它先失去2/3的亮度, 然後又恢復到原來的亮度, 如此每69小時循環一次。 (由於古德里克和沃格爾的發現, 我們現在已經知道, 大陵五有一顆暗伴星, 每隔69小時與它交食一次, 使其變暗。) 希臘天文學家沒有大陵五變暗的記載, 而中古時代的阿拉伯天文學家也沒有這種記載。但是希臘人在星圖中把這顆星標在一個會把人變成石頭的惡魔墨杜薩的頭上; 而大陵五的名字在阿拉伯語中意為"惡魔"。顯然古人對這顆奇怪的星感到不安。圖: 大陵五的3600秒曝光照片鯨魚座中有一顆恆星叫鯨魚座ο, 變化無常。有時它像北極星一般明亮; 有時又消失得無影無蹤。希臘人和阿拉伯人都不曾提到過它, 而在1596年第一次報道它的是荷蘭天文學家D.法布里齊烏斯。它後來被命名為芻藁增二 (即鯨魚座ο, 拉丁語為"奇妙的"意思) 。天文學家從那時開始才漸漸地不害怕天象的變化了。新星與超新星更加明顯的是天上突然出現新星, 希臘人對此不可能完全忽略掉。 據說喜帕恰斯於公元前134年在天蠍座中看到這樣一顆新星, 留下十分深刻的印象, 於是繪製出第一張星圖, 以便將來能比較容易地找到新星的位置。1054年, 在金牛座中人們又看到一顆特別亮的新星, 它超過了金星的亮度, 並且在幾周的時間裡白天都可以用肉眼看到。中國和日本的天文學家精確地記錄了它的位置, 他們的記錄一直流傳到現在。當時在西方天文學發展很慢, 以至於沒有一份歐洲人對這次明顯事件的記錄留存下來, 大概是根本沒有記錄。1572年, 當在仙后座出現了一顆和1054年一樣亮的新星時, 情況就不同了。歐洲的天文學已經從長睡中蘇醒過來, 年輕的第谷仔細地觀察了這顆新星, 並寫了《論新星》一書。根據這個書名, 新發現的恆星開始被稱為新星。1604年, 在巨蛇座中也出現了一顆令人注目的新星, 它不像1572年出現的那一顆那麼亮, 但比火星耀眼。開普勒觀測到了這顆新星, 也寫了一本有關這方面的書。望遠鏡發明之後, 新星變得不那麼神秘了。當然它們根本不是什麼新的恆星, 只不過是比較暗的恆星忽然變得明亮可見罷了。隨著時間的推移, 被發現的新星數目越來越大。它們有時在幾天之內亮度就增加幾千倍, 然後在幾個月的時間裡又慢慢地暗弱下去, 恢復到原來的模糊狀態。每個星系 (包括我們的銀河系在內) 每年約有20個新星出現。從對新星形成時發生的多普勒－斐索頻移的研究中, 以及從對新星光譜的某些其他細節的研究中, 已經查明新星是正在爆發的恆星, 在某些情況下, 噴向空間的恆星物質被恆星的剩餘部分所照亮, 看上去像是一個正在膨脹的氣體殼層。總的來說, 近代出現的新星並不特別亮。最亮的是天鷹座新星, 它1918年6月出現在天鷹座。 這顆新星最亮時幾乎和天狼星一樣, 成為天空最亮的一顆星。但是, 沒有出現過像第谷和開普勒所看到的那樣的新星, 亮得可以和木星、金星等亮行星媲美。自從使用望遠鏡以後發現的最亮的一顆新星也沒有那麼亮。這顆新星是德國天文學家哈維希1885年發現的; 可是即使在它最亮時也只有七等, 肉眼是根本看不見的。這顆新星出現在仙女座星雲中, 它的最大亮度為仙女座星雲亮度的1/10。當時沒有人知道仙女座星雲距離有多遠, 也不了解它是一個由幾千億顆恆星構成的星系、所以這顆新星明顯的亮度並沒有引起人們的注意。在柯蒂斯和哈勃計算出仙女座星系 (當時的叫法) 的距離之後, 回想1885年那顆光輝燦爛的新星, 天文學家們大為震驚。柯蒂斯和哈勃在仙女座星系中發現的幾十顆新星都比那顆新星暗弱得多。1934年, 瑞士天文學家茲威基開始在遠星系中系統地尋找特別明亮的新星。像1885年仙女座星系中那顆新星一樣放射光芒的新星, 都會被觀測到, 因為這種新星像整個星系一樣明亮, 因此只要能看見星系, 就能看見新星。到1938年, 茲威基找到了12顆這種和星系一樣亮的新星, 他把這些亮度極不尋常的新星叫做超新星。結果, 1885年發現的那顆新星最後被命名為仙女座S, S代表超新星。一般新星的絕對星等平均為-8 (假若在10秒差距的距離觀測的話, 它們的亮度是金星的25倍) 。一顆超新星的絕對星等可能高達-17。這樣的超新星將是一般新星亮度的4000倍, 或將近太陽亮度的1億倍--至少在最大亮度時是這樣。回顧1054年、1572年和1604年所發現的新星, 也是超新星。而且, 它們必然發生在我們的銀河系, 才會有那麼明亮。細心的中國人在遠古和中古時期記載的許多新星中必定也有一些是超新星。早在公元185年就有一次這樣的報道; 而1006年在遠南天豺狼座出現的超新星、可能是歷史上最亮的一顆星。它的亮度可能是金星的200倍或滿月的1/10。根據遺迹來判斷, 天文學家們猜測, 11 000年前在遠南天船帆座曾出現過一顆更明亮的超新星 (亮度可能實際上與滿月差不多) , 可惜當時還沒有天文學家觀察天象, 也還沒有發明書寫的藝術。不過, 可能有些史前時代的石壁畫描繪了有關這顆新星的情況。超新星在物理性質上和一般新星有很大的不同, 所以天文學家們正在熱心地詳細研究它們的光譜。主要困難是它們很稀少。一個星系通常大約50年出現一顆超新星; 儘管到目前為止天文學家已經找到了50多顆, 可惜都在遠星系, 無法進行詳細研究。仙女座1885超新星是近350年來距離我們最近的一顆, 而在它出現之後20年天文攝影才得到長足的發展, 因此沒有留下這顆超新星的永久性的光譜記錄 (譯註: 最新的記錄是: 1987年在南天大麥哲倫雲中出現的超新星1987A, 肉眼都能看見。) 圖: 超新星1987A然而, 超新星在時間上的分布是隨意的。在某個星系中, 僅最近17年間便探測到3顆超新星。 現在的天文學家可能會被證明是幸運的。實際上, 現在就有一顆特殊的恆星正在引起人們的注意) 船底座η星明顯地不穩定, 它發生明暗變化已有相當一段時間。1840年, 它變得非常亮, 成為天空中的第二顆最亮的星。許多徵兆表明, 這顆星好像即將要爆發成為一顆超新星。但問題是, 對天文學家來說, 這個"將要"可能是明天, 也可能是今後10000年。此外, 船底座同船帆座和豺狼座一樣, 因過於偏南, 所以即使有超新星爆發, 從歐洲或從美國的大部分地區也看不到。但是, 恆星爆發而發亮是由什麼引起的呢? 為什麼有些成為新星, 而有些成為超新星呢? 要回答這個問題我們必須暫離本題。早在1834年, 貝塞爾 (即後來首先測出一顆恆星視差的那位天文學家) 已經注意到, 天狼星及南河三的位置每年都稍有移動, 而從移動的方式來看, 似乎與地球的運動無關。它們的運動不是直線進行, 而是呈波浪狀, 因此貝塞爾斷定, 它們必定在各自的軌道上繞著某個東西轉動。從天狼星與南河三在軌道上運動的方式來看, 它們各自圍繞的"東西"必定具有不亞於一顆恆星的強大引力。特別是天狼星的伴星: 它必須具有太陽一樣大的質量, 才能解釋這顆亮星的運動。因此伴星被斷定為恆星; 但是因為當時用望遠鏡觀測不到, 所以被稱之為暗伴星。它們被認為是隨著時間的推移而正在變暗的老恆星。之後, 1862年, 美國儀器製造家A.克拉克在試驗一台新的望遠鏡時, 看到了天狼星附近的一顆暗星; 進一步深入觀測, 結果證明這顆星果然就是那顆伴星。 現在稱天狼星本身為天狼A星, 稱那顆伴星為天狼B星, 天狼A星和天狼B星都以50年的周期圍繞著一個相互的引力中心運行。 天狼B星的絕對星等只有11.2, 雖然質量和太陽差不多, 亮度卻只有太陽的1/400。天狼B星似乎是一顆正在衰亡的恆星。 可是, 1914年, 美國天文學家W.S.亞當斯在研究了天狼B星的光譜之後, 斷定它必然和天狼A星本身一樣熱, 比我們的太陽還要熱, 因為在它的光譜中發現了一些特殊的吸收線, 而產生這些吸收線的原子振動只有在非常高的溫度下才能發生。但是, 既然天狼B星那麼熱, 為什麼還會那麼暗呢? 唯一可能的答案是, 它比我們的太陽小得多。因為溫度較高, 單位表面積放射的光就比較多; 可是它的總發光量小, 所以它的總面積必定小。事實上, 我們現在知道, 這顆星的直徑不會大於11000公里 (6900英里) ; 儘管具有與太陽相等的質量, 體積卻比地球小！所有的質量擠壓在這麼小的體積內, 其平均密度會是鉑的130000倍。這完全是一種嶄新的物質狀態。幸運的是, 這時物理學家已經能夠毫不困難地作出回答。他們知道, 在一般的物質中, 原子是由非常小的粒子組成的。由於粒子非常微小, 所以原子的大部分體積是"空的"空間。在極端的壓力下, 亞原子粒子可以被擠成超密的物質。即使在超密的天狼B星中, 亞原子粒子之間仍有空隙, 完全能夠自由移動, 因此, 這種密度遠大於鉑的物質, 性質仍然像氣體。英國物理學家福勒在1925年建議, 把這種物質稱為簡併氣體, 而蘇聯物理學家朗道在20世紀30年代指出, 即使像我們的太陽一類的一般恆星, 其中心也應該是由簡併氣體組成的。1896年, 沙伯勒在加利福尼亞洲的利克天文台首先探測到南河三的伴星南河三B星, 發現它也是一顆超密的恆星, 但質量只有天狼B星的5/8。幾年之後, 人們發現了許多這種超密恆星。它們體積雖小, 但溫度很高並發出白光, 因此被稱為白矮星。白矮星大概非常多, 可能占所有恆星的3%。但因為它們體積小又暗淡, 所以只有在我們附近的白矮星才有可能在不遠的將來被發現。 (還有一種比太陽小得多但比白矮星大的紅矮星。紅矮星是冷的, 並且只有一般密度。 它們是最常見的恆星, 占所有恆星的3/4。因為它們很暗, 所以和白矮星一樣難以發現。有一對紅矮星, 距離我們只有6光年, 但直到1948年才被發現。 在距離太陽14光年以內的36顆恆星中, 21顆是紅矮星, 3顆是白矮星, 沒有一顆是巨星, 而且只有天狼星和南河三兩顆比我們的太陽亮。)在發現天狼B星具有如此驚人的性質之後第二年, 愛因斯坦提出了廣義相對論, 主要是以新的方式解釋引力。愛因斯坦的引力觀點引導出這樣一個預言: 由具有非常強的引力場的光源所發射出的光線應當向紅端位移 (愛因斯坦位移) 。亞當斯在發現白矮星後, 被白矮星所強烈吸引, 於是對天狼B星的光譜進行了仔細地研究。他發現確有愛因斯但所預言的紅移。這個發現不僅證實了愛因斯坦的理論, 而且支持了天狼B星具有超級密度的說法; 因為在一個普通恆星如我們的太陽中, 紅移效應只有天狼B星的1/30。儘管如此, 20世紀60年代初期, 由我們的太陽產生的這種非常小的愛因斯坦位移還是探測到了, 使廣義相對論得到了進一步證實。但是白矮星和上面討論的超新星有什麼關係呢? 為了回答這個問題, 讓我們回顧一下1054超新星。1844年, 羅斯勛爵在金牛座中東方天文學家曾報道發現1054超新星的地方, 觀測到一個小的雲狀天體。因為它很不規則, 形狀像螃蟹, 羅斯勛爵就把它命名為蟹狀星雲。以後幾十年的連續觀測表明, 這團氣體正在緩慢地膨脹。根據多普勒－斐索效應可以計算出膨脹的實際速率, 把它同膨脹的視速率結合起來, 就能夠計算出蟹狀星雲距離我們3500光年。從膨脹的速率還可以確定, 這團氣體從中心爆發點開始膨脹的時間是在將近900年前, 這同1054年的日期正好相符。因此, 對蟹狀星雲 (現在它擴展的空間範圍直徑約為5光年) 是1054超新星的遺迹, 已不會有什麼懷疑了。圖: 蟹狀星雲。左圖為Palomar天文台所攝, 右圖為哈勃望遠鏡所攝。碧聲覺得它並不太像螃蟹。雖然在第谷和開普勒報道的兩顆超新星位置的附近都觀測到了星雲狀物質的小斑, 卻沒有發現類似的湍動氣體區域。不過, 這裡卻有大約150個行星狀星雲, 這些星雲中的輪胎狀氣體環可能表示曾經發生過巨大的恆星爆發。天鵝座的網狀星雲是一個特別寬廣而稀薄的氣體雲, 它可能是3萬年前一顆超新星爆發留下的遺迹。這顆超新星一定比1054超新星距離我們更近, 因而更加明亮, 可惜當時地球上還沒有文化, 未能記錄下這一壯麗情景。甚至還有人提出, 圍繞著獵戶座的一塊非常暗弱的星雲狀物質, 可能是一顆更古老的超新星留下的遺迹。然而, 在所有這些事例中, 恆星爆發以後情況又怎樣呢? 它們就這樣變成一團巨大的氣體而消失了嗎? 例如, 蟹狀星雲是1054超新星爆發後遺留下來的全部嗎? 難道它就這樣一直擴散下去, 直到這顆恆星所有可見的跡象永遠消失為止嗎? 或者留下的某些殘骸仍是一顆恆星, 只是太小太暗而無法探測到, 也就是說, 留下的是一顆白矮星嗎? 打個比方來說, 白矮星是曾經像我們的太陽一樣的恆星的殘骸嗎? 這些疑問把我們引向恆星演化的問題。阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·太陽的死亡·恆星的演化《阿西莫夫最新科學指南·宇宙學》〖本書由碧聲掃校〗阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·太陽的死亡恆星的演化在我們附近的恆星中, 按照非常有規律的亮度與溫度的比例來判斷, 明亮的似乎比較熱, 而暗淡的似乎比較冷。如果把各種恆星的表面溫度相對於它們的絕對星等繪製成圖的話, 大部分我們所熟悉的恆星將會歸入一條從暗冷緩慢地上升到亮熱的窄帶中, 這條帶叫做主星序。它是由美國天文學家H.N.羅素於1913年首先繪出的, 而後第一位確定造父變星絕對星等的天文學家赫茨普龍也做了同樣的工作。因此, 表示主星序的圖叫做赫茨普龍－羅素圖, 簡稱為赫－羅圖 (圖2－5) 。並非所有恆星都屬於主星序。有些紅巨星雖然表面溫度相當低, 卻有很高的絕對星等。這是因為它們的物質以稀薄的方式擴散成很大的體積, 單位面積的熱度雖然不高, 但巨大的表面總合起來卻相當熱。在這些紅巨星當中, 最有名的是參宿四和心宿二。1964年科學家們發現, 有些紅巨星甚至冷到大氣層里含有大量的水蒸氣; 在我們太陽的比較高的溫度下, 這些水蒸氣會被分解成氫和氧。至於高溫的白矮星也不屬於主星序。圖2－5 赫－羅圖。虛線表示一顆恆星的演化過程。圖中恆星的大小僅是示意, 並未按真實比例。1924年, 愛丁頓指出, 任何恆星內部一定非常熱。因為恆星的巨大質量, 其引力非常強大。如果這顆恆星要不坍縮, 就必須有一個相等的內部壓力與這種巨大的引力相平衡, 這個內部壓力就是由熱能和輻射能產生的。恆星的質量越大, 平衡引力所需要的中心溫度也就越高。為了維持這種高溫和輻射壓力, 質量越大的恆星必須越快地燃燒, 從而放出更多的能量, 因此一定比質量較小的恆星更亮: 這就是質光定律。這個定律指出, 光度與質量的6次方或7次方成正比。假若質量增加3倍, 則光度增加3的6次方或7次方, 即大約750倍。由此可以得出這樣的結論, 大恆星大量耗費它們的氫燃料, 因而壽命比較短。太陽擁有足夠的氫, 按目前的輻射率能維持其壽命幾十億年; 像五車二那樣亮的星在2000萬年內就會燃燒完; 有些最亮的星, 如參宿七, 可能維持不了一二百萬年。因此, 非常亮的星一定非常年輕。新的恆星說不定現在正在有足夠的塵埃提供原材料的空間形成。1955年, 美國天文學家赫比格在獵戶座星雲塵埃中確實探測到兩顆恆星, 而在幾年前拍攝的照片中, 還看不到這兩顆恆星的蹤跡。這兩顆恆星也許真的是在我們有生之年誕生的。到1965年, 已經找到了幾百顆因為太冷而不大發光的恆星。因為它們是由大量稀薄物質組成的, 後來通過它們的紅外線輻射才探測到它們, 所以把它們叫做紅外巨星。據推測, 這些紅外巨星是正在聚集而逐漸變熱的塵埃和氣體。最後, 它們將變得非常熱而發光。在研究恆星演化方面取得的另一個進展來自對球狀星團中恆星的分析, 一個星團中的恆星距離我們都差不多同樣遠, 所以它們的視星等和它們的絕對星等成正比 (如麥哲倫雲中造父變星的情況那樣) 。因此, 只要知道它們的星等, 就可以繪製出這些恆星的赫－羅圖。結果發現, 較冷的恆星 (燃燒氫的速度緩慢) 在主星序中, 而較熱的恆星似乎有離開主星序的傾向。它們依照燃燒速率的高低及老化的快慢, 遵循著一條確定的曲線, 顯示出演化的各個階段: 首先走向紅巨星, 然後折返回來, 再次穿越主星序, 最後向下走向白矮星。根據這一發現, 再加上某些理論方面的考慮 (關於亞原子粒子在一定的高溫和高壓下能夠互相結合的方式) 霍伊耳繪製出了一幅恆星演化過程的詳細圖畫。根據霍伊耳的觀點, 演化的早期, 一顆恆星的大小或溫度變化很小。 (我們的太陽現在正處在這種狀態, 並將維持很長的時間。) 因為恆星在其熾熱的內部將氫轉變為氦, 所以在恆星的中心氦積累得越來越多, 當這個氦核達到一定的大小時, 恆星的大小和溫度開始發生劇烈地變化, 體積急劇膨脹, 表面溫度降低: 也就是說, 離開主星序朝紅巨星的方向運動。恆星質量越大, 到達這個轉折點就越快。在球狀星團中, 質量較大的恆星已經沿著這一途徑走過了不同的演化階段。膨脹後的巨星雖然溫度較低, 但因表面積比較龐大, 所以釋放出比較多的熱量。在遙遠的未來, 當太陽離開主星序時, 或在那之前, 它可能會熱得使地球上的生命無法忍受。不過, 這將是幾十億年以後的事了。可是, 氦核到底是如何膨脹成為紅巨星的呢? 霍伊耳認為, 氦核本身收縮, 結果溫度升高, 使氦原子核聚合成碳, 從而釋放出更多的能量。這種反應的確是可以發生的。這是一種非常罕見而幾乎不可能發生的反應。但是紅巨星中氦原子的數量十分龐大, 所發生的這類聚合反應足以提供其所必需的能量。霍伊耳進一步指出, 新的碳核繼續變熱, 從而開始形成像氧和氖一類的更複雜的原子。在發生這一過程時, 恆星正在收縮並再次變熱, 朝主星序返回。此時恆星開始變為多層, 就像洋蔥頭一樣。它有一個由氧和氖構成的核, 核外面是一層碳, 再外面是一層氦, 而整個恆星由一層尚未轉變的氫包圍著。然而, 與消耗氫的漫長歲月比較起來, 恆星消耗其他燃料的時間就如同速滑雪橇一樣飛馳而過。它的壽命維持不了多久, 因為氦聚變等所釋放的能量只有氫聚變的1/20而已。在一個比較短的時間內, 保持恆星膨脹狀態所需要的抗拒自身引力場強大引力的能量變得不足, 從而使恆星更加快速地收縮。它不僅收縮到正常恆星的大小, 而且進一步收縮到白矮星的大小。在收縮當中, 恆星的最外層會被留在原處, 或被收縮而產生的熱噴開。於是白矮星被包圍在膨脹的氣體層當中。當我們用望遠鏡觀測時, 邊緣的地方看上去最厚, 因此氣體最多。這種白矮星好像是被"煙圈"環繞著。因為它們周圍的煙圈好像是看得見的行星軌道, 所以把它們叫做行星狀星雲。最後, 煙圈不斷膨脹而變得很薄, 再也看不到了, 我們看到的像天狼B星一類的白矮星周圍就沒有任何星雲狀物質的跡象。圖: 紅巨星TT Cygni周圍的死亡之環, 半徑1/4光年。白矮星就是這樣比較平靜地形成的; 而這種比較平靜的"死雲"正是像我們的太陽一類的恆星和比較小的恆星未來的命運。而且, 如果沒有意外干擾的話, 白矮星會無限地延長壽命, 在此期間, 它們會慢慢冷卻, 直到最後再也沒有足夠的熱度發光為止 (未來幾十億年) , 然後變為黑矮星, 還要繼續無數億年。另一方面, 如果白矮星像天狼B星或南河三B星那樣是雙星系統中的一顆, 而另一顆是主星序的星, 而且非常接近白矮星, 那麼將會有一些令人興奮的時刻。主星序星在自己的演化過程中膨脹時, 它的一些物質在白矮星強大引力場的吸引下, 可能會向外漂移而進入白矮星的軌道。在偶爾的情況下, 有些軌道物質會旋落在白矮星的表面, 在那裡受到引力壓縮而引起聚變, 從而放射出爆發性的能量, 如果有一塊特別大的物質落到白矮星的表面, 則放射出的能量可能大到從地球上都可以看到, 於是天文學家便記錄下有一顆新星出現。當然, 這種事會一再發生, 而再發新星確實是存在的。但這些還不是超新星。超新星是從哪裡來的呢? 為了回答這個問題, 我們必須從比我們的太陽大得多的恆星談起。這些巨大的恆星相當稀少 (在各類天體中, 大質量恆星的數目比小恆星少) , 30顆恆星中大概只有1顆比太陽質量大。 即使如此我們的銀河系裡大約也有70億顆大質量恆星。大質量恆星引力場的引力比小恆星的大, 在這種較強引力的作用下, 其核也擠壓得比較緊, 因此核更熱, 聚變反應超越較小恆星的氧－氖階段後仍能繼續進行。氖進一步結合形成鎂, 鎂又能結合形成硅, 然後硅再結合形成鐵。在其壽命的最後階段, 這種恆星可能會由6個以上的同心殼層組成, 各自消耗不同的燃料。這時中心溫度可達攝氏30億～40億度。恆星一旦開始形成鐵, 它就到達了死亡的終點, 因為鐵原子的穩定性最高而所含的能量最少。無論是把鐵原子轉變成更複雜的原子還是轉變成更簡單的原子, 都必須輸入能量。而且, 當核心溫度隨年齡增加時, 輻射壓力也隨著增加, 並且與溫度的4次方成正比, 即當溫度升高到2倍時, 輻射壓力會增加到16倍, 因此輻射壓力和引力之間的平衡變得更加脆弱。根據霍伊耳的說法, 最後, 中心溫度上升得非常高, 從而使鐵原子轉變成氦。但是要發生這種情況, 正如我剛剛說過的, 必須給鐵原子輸入能量。當恆星收縮時, 可以利用它所得到的能量把鐵轉變成氦。然而, 所需的能量是如此巨大, 根據霍伊耳的假定, 恆星必須在一秒鐘左右劇烈地收縮成其原來體積的極小的一部分。當這種恆星開始崩潰時, 它的鐵核仍被大量尚未達到最大穩定性的原子包圍著。隨著外層的崩潰, 原子的溫度升高, 這些仍然可以結合的物質一下子全部"點火", 結果引起一場大爆發, 將恆星外層物質從恆星體內噴出去。這種爆發就是超新星。蟹狀星雲就是由這種爆發形成的。超新星爆發的結果, 將物質噴發到空間, 這對於宇宙的演化具有巨大的重要性。在宇宙大爆炸時, 只形成了氫與氦。在恆星的核內則陸續形成其他更複雜的原子, 一直到鐵原子。如果沒有超新星爆發, 這些複雜原子會鎖在恆星的核內, 一直到白矮星。通常只有極少量的複雜原子通過行星狀星雲的暈進入宇宙中。在超新星爆發的過程中, 恆星較內層的物質會被有力地噴射到外圍空間, 爆發的巨大能量甚至能夠形成比鐵原子更複雜的原子。噴射到空間的物質會加入已經存在的塵埃氣體雲, 並且成為形成富含鐵及其他金屬元素的第二代新恆星的原材料。我們的太陽可能是一顆第二代恆星, 比一些無塵埃球狀星團的老恆星年輕得多。那些第一代恆星則金屬含量很低而氫含量很高。地球是從誕生太陽的同一殘骸中形成的, 所以含鐵非常豐富, 這些鐵也許一度存在於幾十億年前爆發的一顆恆星的中心。可是在超新星爆發中已經爆發的恆星, 其收縮部分的情況又是如何呢? 它們形成白矮星嗎? 體積和質量更大的恆星只是形成體積和質量更大的白矮星嗎?1939年, 在美國威斯康星州威廉斯灣附近的葉凱士天文台工作的印度天文學家強德拉塞卡計算出, 大於太陽質量1.4倍以上的恆星, 不可能通過霍伊耳所描述的正常過程變成白矮星, 從而第一次指出, 我們不能期望有越來越大的白矮星。這個數值現在叫做強德拉塞卡極限。事實上, 結果證明到目前為止所有觀測到的白矮星質量都低於強德拉塞卡極限。強德拉塞卡極限存在的理由是, 由於白矮星的原子中所含的電子相互排斥, 因而使白矮星不能再繼續收縮下去 (亞原子粒子我將在後面第七章中討論) 。隨著質量的增加, 引力強度也增加; 達到1．4倍太陽質量時, 電子排斥力變得不足以克服白矮星的收縮力, 白矮星將坍縮成更小更緻密的星體, 而使亞原子粒子實際上相互接觸。這種星體必須等待利用可見光以外的輻射來探測宇宙的新方法發明之後, 才能探測出來。阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·觀察宇宙的窗口·望遠鏡《阿西莫夫最新科學指南·宇宙學》〖本書由碧聲掃校〗阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·觀察宇宙的窗口觀察宇宙的窗口人類獲取知識的最有力的武器, 是他們的理解能力和推動這種理解能力不斷發展的強烈的好奇心。有才智的人不斷地發明出新的儀器, 打開了我們的肉體感官所無法達到的境界。望遠鏡最著名的例子就是, 1609年望遠鏡發明以後, 新的知識大量湧現。從實質上來說, 望遠鏡只是一隻特別大的眼睛。設在美國加利福尼亞州帕洛馬山上的望遠鏡, 口徑有5．08米 (200英寸) , 聚光面積為20多平方米 (31000平方英寸) , 與人眼的6毫米左右 (1/4英寸) 的瞳孔形成了鮮明的對照。 這架望遠鏡的聚光能力可以把我們肉眼所能看到的星光亮度增強大約100萬倍。它於1948年首次啟用, 是當今美國使用的最大的一架; 但在1976年, 蘇聯開始使用安置在高加索山上的一架口徑為6米 (236.2英寸) 的望遠鏡進行觀測。圖: 伽利略手制的望遠鏡。他將望遠鏡指向天空的時刻, 被認為是現代科學開始的時刻。蘇聯的這架望遠鏡可說是這種望遠鏡的極限了, 但實際上工作並不理想。然而除了單純地增加望遠鏡的口徑外, 還有其他改進的方法。在20世紀50年代, 圖雷發明了一種電子顯像管, 可以把望遠鏡收集到的弱光加以放大。將幾個較小的望遠鏡統一使用, 跟單獨使用一個比其中任何成員都大的望遠鏡, 所得到的影像是一樣的。因此, 美國和前蘇聯都在計劃建造遠遠超過5米與6米口徑的望遠鏡集合體。此外, 如果將一架大望遠鏡安放在環繞地球的軌道上, 便能夠在沒有大氣干擾的情況下觀測天空, 因此它會比安放在地球上的任何望遠鏡都看得清晰, 這個計劃也在進行中。 (譯註: 1990年4月25日, 美國發現號太空梭成功地將哈勃望遠鏡送入距地球600多公里 (380英里) 的軌道上。這架望遠鏡長13.1米, 寬4.27米, 使用壽命為15年。)望遠鏡對於人類的貢獻不僅僅是放大與增強光線而已。1666年, 牛頓發現光可分解成各種彩色的光譜後, 使望遠鏡朝著不單是一個光線收集器的方向邁出了第一步。牛頓讓太陽光束經過一個稜鏡後, 發現太陽光束展寬成一條由紅、橙、黃、綠、藍、紫等色組成的帶, 而且每一種顏色都逐漸過渡到下一種顏色 (圖2－6) 。 (當然, 人們對這種現象是很熟悉的, 因為它經常以彩虹的形式出現。彩虹是太陽透過水滴時水滴產生稜鏡效應而形成的。) 圖: 牛頓分解白光光譜的實驗牛頓所證明的是太陽光, 或者說白光, 是多種特定的輻射 (現在被認為是不同波長的波) 的混合物。這些輻射在我們的眼睛看來就是眾多不同的顏色。稜鏡之所以能夠把顏色分開, 是因為當光由空氣進入玻璃或由玻璃進入空氣時, 會產生彎曲; 也就是折射; 各種波長折射的程度不同; 波長越短折射就越大; 因此, 波長短的紫光折射最大, 而波長長的紅光折射最小。此外, 這個現象還解釋了早期望遠鏡的一個重大缺陷, 即被觀測物體的四周有模糊的色環。這是光線經過透鏡時由色散形成的光譜。只要使用透鏡, 就排除不了這種缺陷, 牛頓對此深感失望。因此, 他設計並製造了反射望遠鏡, 用拋物面代替透鏡來放大影像。由於所有波長的光都會產生相同的反射, 因此在反射時不會形成光譜, 也主沒有色環 (色差) 出現了。到了1757年, 英國光學家多朗德利用兩種不同的玻璃組合成透鏡, 一種玻璃可以抵消另一種玻璃形成光譜的傾向。這樣就可以製成消色差 (無色) 透鏡了。使用了這種透鏡後, 折射望遠鏡再度受到歡迎。1897年葉凱士天文台建造了一架透鏡直徑為1.02米 (40英寸) 的最大折射望遠鏡。此後沒有再造出更大的折射望遠鏡來, 將來也不可能造出來, 因為更大的透鏡吸收的光線太多, 會將其優良的放大率抵消。因此, 今天的巨型望遠鏡都屬於反射望遠鏡, 因為反射鏡面很少吸收光線。阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·觀察宇宙的窗口·分光鏡《阿西莫夫最新科學指南·宇宙學》〖本書由碧聲掃校〗阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·觀察宇宙的窗口分光鏡1814, 德國的光學家夫琅和費比牛頓更進了一步。他讓光束通一個狹縫, 然後再用稜鏡折射。這樣得到的光譜實際上就是由各種波長組成的光的一系列狹縫的像。狹縫的像非常多, 它們彙集在一起就成了光譜。夫琅和費的稜鏡非常好, 產生的狹縫像清晰得能夠看出有些狹縫像沒有出現。如果在太陽光中缺少某些特定的波長, 則在那一波長便沒有狹縫像形成, 因而在太陽的光譜中就會出現一條暗線。夫琅和費將他發現的暗線位置全部標出來, 共有700多條。從此這些暗線被稱做夫琅和費譜線。1842年, 法國物理學家A.E.貝克勒耳首次拍攝到太陽的光譜線。這種照相術極大地促進了對光譜的研究, 而且隨著現代精密儀器的使用, 在太陽的光譜中已經發現了3萬多條暗線, 並測定了它們的波長。19世紀50年代, 一些科學家曾經設想, 這些線代表了太陽上的各種元素。暗線表示在有關波長時光線被某種元素所吸收; 明線則表示元素的特徵輻射。大約在1859年, 德國的化學家本生與克希霍夫研究出了用這種方式來識別各種元素的一套方法。他們把各種物質加熱, 使之發出白熾光, 再將它們發出的光展寬成光譜, 根據背景上的標度測定出譜線的位置 (在這種情況下, 是在黑暗背景上出現的明亮的發射線) , 然後把每一條譜線都同某種元素匹配起來。他們的分光鏡很快就被用來發現新的元素, 方法是辨認與已知元素不一致的新譜線, 在不到兩年的時間裡, 本生與克希霍夫便利用這種方法發現了銫和銣。此外, 分光鏡還被用來研究太陽光和星光, 很快在化學及其他方面就獲得大量的新資料。1862年, 瑞典天文學家埃斯特朗在太陽的光譜中發現了氫元素的譜線特徵, 從而證實太陽含有氫。雖然在恆星上也能探測到氫, 但是, 總的說來, 由於恆星的化學成分不同 (其他性質也是如此) , 它們的光譜也各不相同。事實上, 恆星可以按照它們的譜線圖的一般性質來分類。1867年, 義大利天文學家塞奇, 在4000顆恆星光譜的基礎上, 第一次將恆星分類。到19世紀90年代, 美國的天文學家E.C.皮克林對幾萬張恆星光譜進行了研究, 在A.J.坎農和A.C.莫里的大力支持下, 使光譜分類更加細緻。最初, 光譜分類是用大寫字母按照英文字母的順序排列的, 但是後來知道的恆星越來越多, 因而有必要改變這種次序, 對光譜型進行邏輯排列。如果字母以恆星溫度遞減的次序來排列, 則為O, B, A, F, G, K, M, R, N和S十類; 而每一類又可以再細分為1～10十個次型, 例如, 太陽是一個中等溫度的恆星, 光譜型為G-0, 半人馬座α星是G-2型, 溫度比較高的南河三是F-5型, 而溫度相當高的天狼星則是A-0型。正如分光鏡在地球上能夠找到新元素一樣, 分光鏡在天空中也能找到新元素。1868年, 法國天文學家讓桑在印度觀測日全食時, 發現了一條和過去任何已知元素的光譜都不符合的光譜線。後來英國天文學家洛基爾證實, 那條光譜代表的是一種新元素, 並將這種新元素命名為氦 (源自希臘文"太陽") 。大約30年以後, 人們才在地球上發現了氦元素。圖: 氦的光譜線正如我們在本章前面看到的那樣, 分光鏡後來成為測量恆星視向速度的工具, 並用來探測恆星的磁場特性、恆星的溫度、恆星是單個星還是雙星等等。此外, 譜線是有關原子結構知識的一部名副其實的百科全書, 不過, 直到19世紀90年代首次發現原子中的亞原子粒子後, 譜線才得到充分地利用。例如, 1885年, 德國物理學家巴耳未證明, 氫原子所產生的整組譜線按照一個相當簡單的公式有規則地間隔著。30年以後, 用這個理論推導出了氫原子的一個重要結構圖。洛基爾本人證明, 一種給定的元素所產生的譜線在高溫下會發生變化。這表明原子內部有某種改變。同樣, 直到後來發現原子中含有更小的粒子後, 洛基爾的理論才受到重視。在高溫下有些粒子被驅逐出來, 因而使原子的結構和原子產生的譜線的性質發生改變 (這種改變了的譜線有時會被誤認為是新元素的象徵) 。但是, 很遺憾, 氦至今仍然是天上發現的惟一新元素。阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·觀察宇宙的窗口·照相術《阿西莫夫最新科學指南·宇宙學》〖本書由碧聲掃校〗阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·觀察宇宙的窗口照相術1830年, 法國藝術家達蓋爾製造了第一塊達蓋爾銀版, 從而引入了照相術。照相術同樣很快就成為天文學上非常寶貴的工具。在19世紀40年代, 許多美國天文學家紛紛拍攝月球的照片, 其中G.P.邦德拍攝的一張月球的照片, 1851年在倫敦舉辦的傅覽會上引起轟動。他們還對太陽進行了拍攝。1860年, 塞奇首次拍攝了日全食的照片。到1870年, 日全食的照片已經證明, 日冕與日珥是太陽的一部分, 而不是月球的一部分。在此期間, 在19世紀50年代開始時, 天文學家對遠恆星也進行了拍攝。到1887年, 蘇格蘭天文學家吉爾每天都對恆星拍照。從此, 在觀測宇宙方面, 照相術很快就變得比用我們的肉眼更為重要。利用望遠鏡照相的技術不斷得到改進。但是, 一個主要的障礙是, 大望遠鏡所能看到的視場非常小。如果試圖擴大視場的話, 邊緣上就會發生畸變。1930年, 俄國血統的德國光學家B.施密特設計了一種使用改正透鏡的方法, 可以避免發生畸變。人們使用這種透鏡一次可以拍攝到非常寬闊的一片天空, 從中找出感興趣的天體, 然後再用普通望遠鏡進行仔細研究。因為這種望遠鏡幾乎總是被用在天體照相工作上, 所以被稱為施密特照相機。目前使用的最大的施密特照相機, 口徑為135厘米 (53英寸) , 1960年在民主德國的圖騰堡首次投入使用。另一架口徑122厘米 (48英寸) 的施密特照相機與帕洛馬山上的5.08米 (200英寸) 口徑的海耳望遠鏡配合使用。第三架最大的施密特照相機口徑為0.99米 (39英寸) , 1961年在蘇聯亞美尼亞天文台投入使用。圖: Palomar天文台48英寸施密特照相機1800年前後, W.赫歇耳 (第一次猜測我們銀河系的形狀的那位天文學家) 做了一個非常簡單而有趣的實驗。他首先讓一束太陽光通過稜鏡, 然後將一支溫度計放在光譜紅端的旁邊。溫度計中的水銀竟上升了！很明顯, 在波長比可見光譜還要長的地方還有某種不可見的輻射存在。W.赫歇耳所發現的這種輻射就是有名的紅外輻射, 即在紅端以外的輻射。此外, 現在我們知道, 太陽的輻射中足有60%屬於紅外輻射。1801年, 德國物理學家裡特對光譜的另一端進行了探索。他發現, 硝酸銀曝光於藍光或紫光時, 會分解出金屬銀而變黑, 如果把硝酸銀放在光譜紫端以外的地方, 會分解得更快。這樣, 里特發現了現在被稱做紫外輻射的"光" (在"紫端"以外) 。W.赫歇耳和里特展寬了久已存在的光譜, 使之進入了輻射的新領域。這些新的領域可以給人們提供大量的資料。太陽光譜中我們肉眼看不到的紫外輻射部分, 在照片上卻顯示得非常詳細。事實上, 使用石英稜鏡可以記錄下非常複雜的紫外光譜 (石英能夠透過紫外輻射, 而普通玻璃會把大部分紫外輻射吸收掉) 。這是1852年由英國物理學家斯托克斯首先證實的。遺憾的是, 大氣層只讓近紫外輻射 (即同紫光波長差不多的輻射) 通過。遠紫外輻射由於波長特別短, 在高層大氣中被吸收掉了。阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·觀察宇宙的窗口·射電天文學《阿西莫夫最新科學指南·宇宙學》〖本書由碧聲掃校〗阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·觀察宇宙的窗口射電天文學1860年, 蘇格蘭物理學家麥克斯韋提出一個理論, 預言整個輻射家族都與電磁現象 (即電磁輻射) 有聯繫, 而一般可見光只是這個家族中的一小部分而已。25年以後, 即在麥克斯韋因患癌症過早去世7年後, 才找到了證實他的預言的第一個確實的證據。1887年, 德國物理學家H.R.赫茲從感應線圈的火花中製造振蕩電流, 結果產生出波長極長的輻射, 比一般紅外輻射的波長長得多。H.R.赫茲探測到了這些輻射。這些輻射後來稱做無線電波或射電波。波長可以用微米 (1/1000000米) 來量度; 可見光的波長從0.39微米 (極紫) 到0.78微米 (極紅) 。接下去是近紅外輻射 (0.78～3微米) , 再就是中紅外輻射 (3～30微米) , 然後是遠紅外輻射 (30～1000微米) 。從此開始便是射電波: 所謂的微波從1000～160000微米, 長波射電波長高達幾十億微米。輻射的特性不僅可以用波長來表示, 也可以用頻率來表示。頻率就是每秒鐘產生的輻射的波數。可見光和紅外輻射頻率的數值太大, 因此在這兩種情況下通常不使用頻率來表示。但是, 對射電波來說, 頻率降低到比較低的數字, 因而得到廣泛地應用、每秒鐘1000個波叫做1千周; 每秒鐘1000000個波叫做1兆周。 微波的範圍從300000兆周到1000兆周。一般電台使用的射電波波長都很長, 都低到千周的範圍。在赫茲發現射電波後的10年期間, 光譜的另一端也有了同樣的擴展。1895年, 德國物理學家倫琴意外地發現了一種神秘的輻射, 他稱之為Ｘ射線, 結果證明, Ｘ射線的波長比紫外輻射的波長短。後來盧瑟福證明, 與放射性有關的γ射線的波長比Ｘ射線的還要短。目前光譜中的短波部分大致劃分如下: 波長從0.39～0.17微米屬於近紫外輻射, 從0.17～0.01微米屬於遠紫外輻射, 從0.01～0.00001微米屬於Ｘ射線, γ射線的範圍則是從這個數值一直到小於十億分之一微米。圖: 電磁波譜於是, 牛頓最初的光譜得到極大的擴展。如果我們把波長每增加一倍看作是相當於1個8度音程的話 (如同聲音那樣) , 那麼我們所研究的全部電磁波譜大約等於60個8度音程: 可見光在靠近光譜的中心部分, 僅佔1個8度音程的範圍。有了比較寬的光譜, 我們對恆星的認識當然會更加全面。例如, 我們知道, 太陽光中包含著大量紫外輻射和紅外輻射, 這些輻射大部分被我們的大氣吸收了; 但是1931年非常意外地發現了一個探索宇宙的射電窗口。貝爾電話實驗室的一位年輕的無線電工程師央斯基, 在研究經常伴隨著無線電接收而產生的靜電時, 偶然發現了一種非常穩定的雜訊, 這種雜訊不可能來自任何通常的雜訊源。他最後斷定, 這種靜電是由來自外層空間的射電波引起的。最初, 來自空間的射電信號似乎在太陽方向上最強, 但一天天過去後, 接收到的最強信號慢慢地從太陽方向移開, 並且在天空中環行一圈。到1933年, 央斯基斷定, 這些射電波來自銀河, 特別是來自靠近銀河系中心的人馬座方向。於是射電天文學誕生了。但因為它還有嚴重的缺點, 所以並沒有立即受到天文學家的歡迎。射電天文學得到的並不是整齊的圖形, 而只是在圖上畫出一些扭動的曲線, 很不容易解釋其中的含義。更重要的是, 射電波的波太長, 以至於無法分辨出像恆星那樣小的射電源。來自空間的射電信號, 波長大約是光波波長的幾十萬倍甚至幾百萬倍; 因此, 任何普通的無線電接收機最多只能測出這些射電波發射的大致方向。射電望遠鏡必須有一個比光學望遠鏡的鏡面大100萬倍的拋物面天線, 才能產生像光學望遠鏡那樣清晰的天空圖像。 一架5.08米 (200英寸) 口徑的望遠鏡需要匹配的拋物面天線的直徑為5040公里, 大約是美國面積的兩倍, 這顯然是不可能辦到的。這些困難影響了人們對這項新發現的重要性的認識。但是一位名叫雷伯的年輕的無線電業餘愛好者, 出於個人的好奇心, 繼續對射電波進行研究。1937年, 雷伯花費了許多時間和金錢, 在後院中建造了一架小型射電望遠鏡, 並配有一具直徑約為9米 (30英尺) 的拋物面天線, 接收和集中射電波。1938年初, 除了人馬座外, 他又發現了一些射電源, 例如, 天鵝座中有一個, 仙后座中也有一個, (最初, 不管這種源是不是恆星, 均稱射電星, 但現在一般都叫做射電源。)在第二次世界大戰期間, 英國的科學家在研製雷達的過程中發現, 太陽發射的微波範圍內的信號對雷達有干擾。這一發現激起了他們對射電天文學的興趣。第二次世界大戰結束後, 英國繼續對太陽射電頻率的研究工作。1950年, 他們發現, 太陽的射電信號大多與太陽黑子有關, (央斯基是在太陽黑子活動極小期進行實驗的, 所以他探測到銀河系的輻射, 卻沒有探測到太陽的輻射) 。此外, 由於雷達技術和射電天文學使用的波長相同, 所以到第二次世界大戰結束時, 天文學家便有了適合於處理微波的大型陣列設備。這些設備很快就得到改進, 人們對射電天文學的興趣也大為提高。為了更清晰地接收和給射電源準確定位, 英國首先建造了大型天線。在英國的焦德雷爾班克, 洛維耳監造了直徑約為76米 (250英尺) 的拋物面天線, 從而有了第一架真正的大型射電望遠後來終於發現了清晰接收的方法, 要獲得高分辨力, 並不需要建造一架大得無法製作的射電望遠鏡, 而只要在一個地方建造一架大射電望遠鏡, 在遠距離的地方再建造一架就行了。如果用超精確的原子鐘校正兩個拋物面天線的時間, 並通過精密電腦的處理使它們一致運行的話, 則兩個拋物面天線所產生的效果與一個直徑等於兩者直徑之和 (即兩者分離的距離) 的大型拋物面天線相同。拋物面天線的這種組合叫做長基線射電望遠鏡或甚長基線射電望遠鏡。澳大利亞天文學家在他們那寬廣而比較空曠的土地上安裝了這種射電望遠鏡。現在, 美國加利福尼亞州與澳大利亞合作建立的拋物面天線, 產生的基線大約是10600公里 (6000英里) 。圖: Arecibo 305米射電望遠鏡因此, 射電望遠鏡產生的圖像同敏銳的光學望遠鏡一樣清晰。實際上, 射電望遠鏡比光學望遠鏡分辨得更仔細。誠然, 這種甚長基線射電望遠鏡在地面上可以無限地延長, 但是天文學家正在夢想, 使射電望遠鏡在空間相互配合, 並同地球上的拋物面天線配合, 以形成更長的基線。然而, 早在射電望遠鏡發展到目前的水平之前, 就有了許多重大發現。1947年, 澳大利亞天文學家博爾頓測定了天空中第三個最強的射電源的方位, 證實就是蟹狀星雲。在天空各處被探測到的射電源中, 這是第一個被確定的實際可見的天體。這樣強的輻射似乎不可能是由一顆恆星產生的, 因為其他恆星並不產生這種輻射。這個射電源似乎比較可能是蟹狀星雲中膨脹著的氣體雲。這項發現更加證明, 宇宙射電信號主要是由湍動氣體產生的。太陽外層大氣中的湍動氣體發出射電波, 所以所謂的射電太陽比可見太陽要大得多。後來發現, 具有湍動大氣的木星、土星和金星也是射電源。射電天文學的開創者央斯基, 在世時基本上沒有得到人們的賞識, 而在1950年, 正當射電天文學開始大踏步前進的時候, 他去世了, 享年44歲。後來人們為了紀念他, 便用央斯基作為測量射電發射的強度單位。阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·觀察宇宙的窗口·眺望我們的銀河系之外《阿西莫夫最新科學指南·宇宙學》〖本書由碧聲掃校〗阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·觀察宇宙的窗口眺望我們的銀河系之外射電天文學的觸角遠及空間深處。在我們銀河系中, 有一個強射電源是太陽系以外最強的一個射電源, 叫做仙后, 因為它位於仙后座內。巴德和閔可夫斯基用帕洛馬山上的5.08米口徑的望遠鏡, 進一步觀測了這個英國射電望遠鏡已經準確定位的射電源, 發現是一縷縷湍動氣體。這些氣體很可能是1572年第谷在仙后座看到的那顆超新星的遺迹。1951年發現了一個更遠的射電源。它是第二個最強的射電源, 位於天鵝座內。雷伯1944年首先報告了這個射電源。但直到後來利用射電望遠鏡找出它的位置, 才開始發現這個射電源位於我們的銀河系之外, 這是在銀河系以外精確定位的第一個射電源。1951年, 巴德在用5米口徑的望遠鏡觀測指出的那部分天區時, 在視場中心發現了一個奇特星系。它有兩個中心, 而且好像是被扭曲了似的。巴德當即懷疑, 這個奇特的、被扭曲的、雙中心的星系不是一個星系, 而是兩個星系, 就像一付合擊在一起的鐃鈸, 巴德認為, 它們是兩個正在碰撞的星系, 他同其他天文學家討論了這種可能性。這個證據似乎支持他的觀點, 所以在一段時間內, 人們接受了兩個星系相撞的說法。大多數星系存在於相當密集的星系團中, 像成群的蜜蜂那樣運動, 這種碰撞似乎是很難避免的。天鵝座里的射電源雖然調整到2.6億光年以外, 但是它所發出的射電信號卻比我們的恆星近鄰蟹狀星雲強。這第一次表明, 射電望遠鏡比光學望遠鏡能夠洞察更遠的星空。即使口徑為76米 (250英尺) 的焦德雷爾班克射電望遠鏡 (按照目前標準是很小的射電望遠鏡) , 也遠勝過5米 (200英寸) 口徑的光學望遠鏡。然而, 當在遠星系中發現的射電源數目不斷增加並超過100個時, 天文學家們又不安起來。無疑, 它們根本不可能都是由碰撞的星系形成的。事實上, 天空中星系相撞的整個觀念已經動搖了。蘇聯天體物理學家阿姆巴楚米揚1955年提出了理論上的理由, 認為射電星系是正在爆發的星系, 而不是正在相撞的星系。1963年發現大熊座里的M-82星系 (大約1000萬光年遠的一個強射電源) 就是這樣一個爆發星系。這個發現極大地增強了上述推測的可能性。圖: M82星系用5米 (200英寸) 口徑的海耳望遠鏡並利用一種特定波長的光對M-82星系進行觀測, 發現從星系的中心噴射出長達1000光年的巨大物質噴流。從向外爆發的物質數量、爆發物質已經運行的距離及其運行的速率來看, 發生爆發的時間大概是在150萬年前。現在看來, 星系的核普遍活動著, 那裡經常發生湍動和非常劇烈的事件, 因此, 總的來說, 宇宙是一個激烈運動的場所, 在射電天文學出現之前這是人們所夢想不到的。我們肉眼所看到的天空之所以顯得格外平靜, 是因為我們只是在有限的時間裡看到有限的景物的緣故 (看到的僅僅是和我們非常鄰近的恆星) 。即使在我們銀河系的正中心, 也有一個微小的區域, 最大寬度只有幾光年, 但卻是一個非常活躍的射電源。另外, 順便說一下, 雖然爆發星系存在, 活躍的星系核很常見, 而且可能很普遍, 這些都是事實, 但沒有必要認為星系碰撞的觀念不值得考慮。在任何星系團中, 大星系似乎可能是吞併小星系而成長起來的; 而且常常是有一個星系比這個星系團中的任何一個其他星系都大得多。許多跡象表明, 它是通過碰撞和吸收小星系而達到這樣大的規模的, 有一張大星系的照片, 顯示出幾個不同的核的跡象, 但除了一個以外, 其他都不是它自己的, 而曾經是單獨星系的一部分。於是, 吞併星系這個詞開始使用起來了。阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·新天體·類星體《阿西莫夫最新科學指南·宇宙學》〖本書由碧聲掃校〗阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·新天體新天體到了20世紀60年代, 天文學家們可能會輕易地認為, 天空中的物理天體已經不會再有多少令人驚奇的事情了。新的理論和新的見解是會有的, 但是在運用不斷改進的儀器觀測了3個世紀之後, 無疑不會留下什麼新型恆星、新型星系或者其他令人震驚的新種類了。對於持有這種觀點的天文學家來說, 當對某些看上去不平常但並不驚人的射電源研究的結果第一次出現時, 他們一定會感到萬分驚訝。類星體天文學家首次研究的深空里的射電源, 其存在似乎與含有湍動氣體的延伸的天體有關: 蟹狀星雲、遠星系等等。然而, 有些射電源看上去異乎尋常的小。由於射電望遠鏡越來越精密, 對射電源的觀測也越來越清晰, 人們開始發現, 射電波可能是由單個恆星發射出來的。在這些射電緻密源中, 有幾個已經知道是3C48、3C147、3C196、3C273與3C286。"3C"是"劍橋第三射電星表"的縮寫。這個表是由英國天文學家M.賴爾和他的同事編製的, 後面的號碼錶示這個射電源在表中的位置。1960年, 美國天文學家桑德奇用5米 (200英寸) 口徑的望遠鏡對含有這些射電緻密源的區域進行了仔細地搜尋; 每個區域果然都有一顆恆星好像就是射電源。被探測到的第一顆恆星是與3C48聯繫在一起的恆星。 在3C273天區中, 最明亮的一個天體的精確位置是哈澤德在澳大利亞測到的, 當月球從這個天體前經過時, 他記錄下了射電中斷的時間。這些有關的恆星在以前對天空進行的照相掃描中早已被記錄了下來, 過去它們一直被認為只不過是我們銀河系的暗弱成員。但是, 在它們不尋常的射電輻射的刺激下, 對它們又進行了仔細地拍照, 現在證明完全不是那麼回事。暗弱的星雲狀物質被證明與某些天體有聯繫, 而3C273顯示出從它裡面噴射出一小股物質噴流的跡象。 事實上, 有兩個射電源與3C273有關: 一個來自這顆恆星, 一個來自這股噴流。另外有趣的一點是, 在仔細地研究以後, 發現這些恆星含有非常豐富的紫外光。圖: 3C273的射電照片事情似乎是這樣, 射電緻密源儘管看起來像是恆星, 但它們終歸不是普通的恆星。它們最後被稱為類星射電源 (類星意思是"與恆星相似") 。由於這個詞對天文學家來說越來越重要, 但念起來很不順口, 於是, 1964年, 中國血統的美國物理學家邱洪宜 (音譯) 把這個詞縮略成類星體, 就這樣, 一個拗口的字眼永久地進入了天文學辭彙。很明顯, 類星體非常有趣, 有必要使用包括分光鏡在內的全部天文技術來進行研究。天文學家桑德奇、格林斯坦和M.施密特等人, 經過艱苦的努力終於得到類星體的光譜。當他們在1960年完成這項任務時, 發現有許多陌生的譜線他們無法辨認。而且, 有一個類星體產生的譜線與任何其他類星體的譜線都不相同。1963年, M.施密特再次研究3C273的光譜, 這顆最明亮的類星體顯示出最清晰的光譜。在光譜的6條譜線中有4條排列方式看起來與氫譜線的線系十分類似, 不過氫譜線的線系不應該存在於這些譜線被發現的地方。但是, 難道這些譜線不可能本來在別的地方, 因為它們向光譜的紅端位移, 才出現在它們被發現的地方嗎? 如果真是這樣, 它們的位移會是很大的。曾有人指出, 它們以大約每秒40000公里的速度退行。這個數值似乎讓人無法相信, 而且, 如果這種位移現象存在的話, 另外兩條譜線也應該能證認出來: 一條表示失去兩個電子的氧; 另一條表示失去兩個電子的鎂。施密特與格林斯坦轉而研究其他類星體的光譜, 他們發現, 只要假定有巨大的紅移, 它們的譜線也能證認出來。這樣巨大的紅移固然可以由一般的宇宙膨脹產出; 但是, 如果按照哈勃定律把紅移換算成距離, 結果證明, 類星體根本不可能是我們銀河系裡的普通恆星; 它們應該在已知的最遙遠的天體之列, 距離地球幾十億光年。到20世紀60年代末期, 一次集中地搜尋發現了150個類星體。對其中110多個的光譜進行了研究。 這些類星體中的每一單個類星體都顯示出大的紅移, 確實比3C273類星體的紅移大。 它們中有兩個類星體的距離估計大約有90億光年。如果類星體真像紅移顯示的那樣遠的話, 那麼, 天文學家就會面臨一些迷惑而難解的問題。舉例來說, 這些類星體必定非常地明亮, 才能在如此遙遠的地方仍然顯得那麼亮; 它們一定是整個普通星系光度的30～100倍。然而, 如果真是這樣, 如果類星體具有一個星系的形式和外表的話, 那麼, 一個類星體含有恆星數目應該是一個普通星系的100倍, 而且其大小也應該是一個普通星系的5倍或6倍。 即使在它們那樣遙遠的距離, 在大型望遠鏡里也應該呈現出清晰的卵形光斑。然而它們並不形成光斑, 即使在最大的望遠鏡里依然是星狀的點。因此, 儘管它們特別明亮, 在體積上可能比普通星系小得多。另一種現象也著重說明類星體的體積是小的; 因為早在1963年, 人們就發現, 類星體發射出的能量, 不論在可見光區域還是射電波區域, 都會發生變化。幾年期間的記錄表明, 其增減幅度多達三個星等。在如此短的時間內, 輻射有這樣明顯的變化, 它一定是一個小天體。小的變化可能是由天體的某些局部區域增亮或變暗造成的; 但是大的變化, 則一定與整個天體有關。如果整個天體與變化有關的話, 那麼, 在發生變化的時間內, 某種效應一定會橫跨天體的全部寬度。但是任何效應都不能快過光速; 因此, 如果一個類星體在幾年的時間內就發生明顯的變化, 它的直徑不可能大於1光年。 實際上, 一些計算結果表明, 類星體的直徑可能小得只有1光周 (即光在一星期內走過的路程, 等於8000億公里) 。體積如此小而亮度又如此大的天體, 它們耗費能量的速率必定非常大, 因而儲存的能量不會持續長久 (除非有某種現在想像不到的能源, 而這並不是不可能的) , 一些計算表明, 一個類星體以如此巨大的速率放出能量, 只能維持100萬年左右。 這樣看來, 我們所看到的類星體是在不久之前 (從宇宙的角度來說) 才形成的; 而且必定有些天體過去是類星體, 如今已不再是類星體了。1965年, 桑德奇宣稱, 他發現的天體可能的確是一些年老的類星體。它們看起來像是普通的藍星, 卻同類星體一樣有大的紅移。它們同類星體一樣又遠又亮又小, 卻沒有射電輻射。桑德奇稱它們為藍星體, 簡稱為BSO。藍星體的數量似乎比類星體多得多, 1967年曾估計, 我們的望遠鏡所能看到的藍星體總數為10萬個。藍星體比類星體多得多, 因為天體以藍星體的形式存在的時間比以類星體的形式長久得多。在天文學家中, 認為類星體是非常遙遠的天體的觀點並不普遍。有人認為, 類星體的巨大紅移可能不是宇宙學紅移, 就是說, 它們不是宇宙通常膨脹的結果, 它們大概是比較靠近那些由於某種局部原因 (例如, 被以巨大的速度從星系核內噴射出來) 正在急速遠離我們而去的天體。這種觀點的最熱心的支持者是美國天文學家阿普, 他提出, 有些類星體似乎與天空附近的星系有物理上的聯繫。如果真有聯繫, 它們的距離應該是一樣的。因為星系的紅移比較小, 所以類星體的比較大的紅移不可能是宇宙學紅移。另一個令人困惑的問題是20世紀70年代末期的一項發現。類星體內部的射電源 (用現今的長基線射電望遠鏡能夠分別探測到它們) 似乎在以幾倍於光速的速度分離開去。按照目前的物理理論, 超過光速的速度被認為是不可能的, 但是只要設想類星體果真像想像的那麼遙遠, 這種超光速就有可能存在: 如果它們實際上距離比較近, 則它們分離的速度就會比光速小。然而, 類星體距離比較近的觀點 (也就是說它們沒有那麼亮, 也不產生那麼多的能量, 從前可能解除這種困惑) 並沒有得到多數天文學家的贊同。一般的觀點是, 支持宇宙學距離的證據占絕對優勢; 阿普的有關物理聯繫方面的證據並不充分; 而視超光速是光學幻覺下的結果 (而且人們已經提出了一些似乎有理的解釋) 。但是, 如果類星體真的像它們的紅移所顯示的那樣遠, 而且真的是如此小, 然而卻如此明亮, 又具有如此大的能量的話, 它們到底是些什麼東西呢?最可能的答案要追溯到1943年, 當時美國天文學家賽弗特觀測到一個奇特的星系, 具有一個非常亮而又非常小的核、後來又陸續觀測到了幾個同類型的星系, 現在我們把這些星系統稱為賽弗特星系。雖然到20世紀60年代未只發現了12個這種星系, 但是推測可能有1%的星系是賽弗特星系是有道理的。圖: 賽弗特星系NGC7742, 1998年10月23日, 哈勃望遠鏡賽弗特星系會不會是介於普通星系與類星體之間的天體呢? 它們的明亮的中心所呈現的亮度變化, 使它們的中心幾乎顯得像類星體一樣小。如果它們中心的亮度進一步增強而星系的其餘部分進一步暗弱的話; 它們將變得與類星體無法區別; 而且, 有一個3C120的賽弗特星系看起來幾乎就是一個類星體。賽弗特星系只有中等的紅移, 而且並不十分遙遠。類星體會不會是非常遙遠的賽弗特星系? 這些星系遠得使我們只能看到它們的亮而小的中心, 而且遠得使我們只能看到最大的星系, 而正是這些最大的星系給我們以類星體特別明亮的印象。反過來, 我們是否可以正確地推測, 類星體儘管非常遙遠, 但仍是我們能夠看到的非常大的賽弗特星系?確實, 最近拍攝的照片顯示出類星體周圍有霧狀物的跡象, 似乎表明是一個暗弱星系包圍著小而活躍並且非常明亮的中心。因此我們可以假設, 距離我們10億光年以外的宇宙的遠方, 就像我們比較鄰近的區域一樣充滿著星系。然而, 這些星系大都暗弱得用光學的方法分辨不出來, 因此, 我們只看到它們之中最大和最活躍的星系的明亮中心。阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·新天體·中子星《阿西莫夫最新科學指南·宇宙學》〖本書由碧聲掃校〗阿西莫夫最新科學指南·宇宙學·新天體中子星如果射電輻射曾引發出上述奇特而令人困惑的天體--類星體, 那麼, 對光譜另一端的研究則引出了另一種同樣奇特的天體。1958年, 美國天體物理學家弗里德曼發現, 太陽發射出大量的Ｘ射線。這些射線在地球表面探測不到, 因為大氣層會把它們吸收掉; 但是火箭可以發射到大氣層以上, 並且可攜帶適當的儀器, 因而可以輕易地探測到這種輻射。有一段時期, 太陽的Ｘ射線源是一個令人因惑的問題。太陽表面的溫度只有6000℃, 雖然足以蒸發任何形式的物質, 卻不足以產生Ｘ射線。這個Ｘ射線源必定在太陽的日冕中; 日冕是太陽周圍稀薄的氣體暈, 從太陽向四面八方延伸出幾百萬公里。雖然日冕所發出的光足有滿月的一半, 但完全被太陽本身的光所遮蔽, 只有在日全食時才會看到, 至少在一般的情況下是這樣。1930年, 法國天文學家李奧發明了一種望遠鏡, 天氣晴朗時, 即使沒有日食發生, 在高處也可以觀測到日冕。日冕之所以會被認為是Ｘ射線源, 是因為早在利用火箭研究調射線以前, 人們就懷疑它具有非常高的溫度。對日食時日冕光譜的研究發現, 有些譜線與任何已知元素都聯繫不起來。人們懷疑這是一種新元素並命名為 (氣＋免) 。然而, 1941年, 人們發現這種新元素的譜線可以由被剝奪了多個亞原子粒子的鐵原子產生出來。 但是, 要奪去所有這些粒子需要大約100萬度的高溫, 而如此高的溫度足可以產生Ｘ射線了。
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