4 到恒星的距离
恒星是黑暗中的一点点光亮。它们不像行星有着耀眼的光环遨游于太空。对于大多数恒星,我们都无法用望远镜探到它们表面的任何细节。从地球上望去,那些恒星只是圆形的夜幕苍穹中静止不动、毫无特色的光点。然而,我们知道所有恒星彼此间的距离。书的后面会提到,这种精确丈量宇宙的能力就是我们探索宇宙起源和进化的罗塞塔石(1799年发现的一块刻有埃及象形文的石碑,人们正是通过它逐步破解了埃及的象形文字——译者注):太空充满了信息,而我们已经知道了如何为它们解码。
在我们离开太阳系之前,还是遵守我们在上一章的承诺,测量一下到我们太阳系里最遥远的一颗行星——海王星的距离吧。我们使用的方法与测量与最近恒星距离的方法一样,叫作视差法。
视差是大家都很熟悉的一种现象,它是人类有两只眼睛的原因。如果你伸出一个手指放在眼前,然后轮换闭上一只眼睛,只用另外一只眼睛去看这个手指,你会发现手指的位置在同样的背景下发生移动。手指离面部越近,手指移动的位置就越大。当我(杰夫)在写这些的时候,我决定用视差法测量一下我自己手臂的长度。我(布莱恩)一点儿也不奇怪。我伸出手臂,看向我的食指,先闭左眼用右眼看,然后闭右眼用左眼看。我发现我的食指移动了大概8度。我在我的电脑上下载了一个大量角器的图片,帮我完成这个工作。如图4.1所示的几何结构,我用尺子测出我双眼之间的距离是6.5厘米,这样我就得出我的手指离我有3.25/tan(4°)=46厘米。我们对近距离物体识别有视差,因为我们有两只眼睛,这个信息被我们大脑所用,来测量物体的距离。这种双眼功能也是自然选择、物竞天择的结果。
遗憾的是,我们无法眨眨眼睛就测出到海王星的距离,因为其一,我们的大脑不够大;其二,海王星仅用我们的肉眼是观察不到的。事实上,海王星如此遥远,直到1846年才被一位法国数学家奥本·勒维耶发现,他根据自己对天王星轨道不规则性的观察,运用牛顿定律,预测了一颗新行星的存在。他将这个预测告诉了德国天文学家约翰·戈特弗里德·加勒,后者在9月23日晚上花了不到一个小时就找到了海王星。幸运的是,勒维耶能够回避他脑子不够大这个事实,我们也一样,见图4.2。
方向1对应的是他闭上左眼时手指出现的位置,方向2是他闭上右眼时手指出现的位置。
框6 测量到海王星的距离
凯文·基尔伯恩使用装在Skywatcher EQ5赤道仪上的佳能550D数码照相机和300毫米蔡司Pentacon镜头,拍到了图4.3中的海王星照片。赤道仪能让照相机追踪地球的旋转,也就是说,能完成一个图片不虚的20秒曝光。图中的4张照片是在2014年8月到9月的一个月时间内完成的。
我们使用Adobe Photoshop把四张照片重叠起来,让背景恒星完全对齐。海王星在空中运动的轨迹很明显:它是唯一移动的天体。基本上任何一款数码相机都能够通过视差测量法测量较亮的行星。——这里可以用一款摄影三脚架,因为曝光时间可能会更短。虽然我们需要更贵一点的装备测量海王星,但这还是值得的。这里的数学计算更简单,因为海王星相对于背景恒星的运动主要是地球围绕太阳公转的结果。
照片来自于曼彻斯特天文协会的凯文·基尔伯恩。
如果知道海王星在对冲(即与地球在太阳在一条线上)时在空中的移动速度,就能够算出它到太阳的距离。做法参照图4.2。现在我们暂不考虑海王星围绕太阳公转这一事实,它的轨道运转对我们的计算没有太大影响,因为它公转一圈需要165年,所以对我们来说,它在一个月的时间内不会移动很多——不过之后我们会加以修正。图中显示了地球在绕太阳公转轨道上的两点A和B。这可以代表我们的两张照片。对应的海王星的移动位置是标为α的角度。点A到点B的距离约等于(α/360°)×2πR,R是地球到海王星的距离——就是我们要找的答案。我们还可以通过另一种方法计算点A到点B的距离:它大约是地球在两张照片拍摄期间围绕太阳公转的距离,即(地球绕太阳公转的圆周)×(两次测量之间的时间)/(1年)。也就是:
R=(两次测量之间的时间)/(1年)/(海王星在测量期间移动的角度α/360度)×1AU
现在就要算出α的值。下表是海王星的像素位置,通过上传5184×3456像素的图片到Photoshop。我们主要看前两组拍摄于8月19日和29日的数据,29日海王星对冲。
像素坐标是用Adobe Photoshop测量的。照片拍摄于每天的不同时间,这一点没有影响,因为照片都是叠加的,背景恒星都是对齐的。
那一天。我们需要把像素坐标转换成海王星在空中移动的角度。横向坐标的移动是(2950-2640)=310,纵向坐标的移动是(1756-1629)=127。如果知道图像的视野,即天空被照片遮住的角的部分,就可以把以上数字转换成角度。视野是这样算出来的。佳能550D的感应器是22.3毫米×14.9毫米。如果你决定自己测量,则需要在相机的使用手册中找到感应器的规格。图4.4显示的是两条射线,它们从空中射向焦距为300毫米的镜头,最终停留在感应器的顶端和底端。
角度θ的正切等于(14.9毫米/2)/(300毫米),得出θ=1.42°。这意味着,在该设置下,所有照片从顶部到底部的角展是2.845°。光线从左右两边射入。同理,相关角度正切为(22.3毫米/2)/(300毫米)时得出的角展为4.26°。因此,凯文的照片覆盖了(4.26×2.845)2度,大约是正片天空的1/3400。图4.3中的图像对应的是这个结果的放大版。因为角度变化很微小,我们可以运用毕达哥拉斯定理,在那两个日期间,海王星在空中运动的角度是度。
有了这个角度值,我们就可以反向用加下划线的方程,得出地球到海王星的距离,即1AU×10.03天/365.26天/(0.2754/360)=35.9AU。
但是我们的做法还是不成熟。我们还应该考虑到,海王星尽管很慢,但还是在围绕太阳公转。它对应的是与地球绕太阳公转相反的匀速运动。因此海王星运动的角度是每天360/164.8/365.26=0.00598度。
这个值必须加到我们上面算出的结果中,由此得到的正确的视差角是(0.2754+0.0598)=0.3352度。现在再运用加下划线的方程得出地球到海王星的距离是29.49AU,由于行星都在一条直线上,所以太阳到海王星的距离是30.49AU。
还可以比这做得更好些。如果考虑到海王星在2014年8月19日不完全处于反相位置,因为地球还没有完全到位,则运用三角学法则得出,可以把30.49AU变成30.33AU。我们不在这里进行计算,但是凯文照片的最佳利用还要使用另两组数据。如果大家打算自己计算,要注意的是,2014年9月21日是对冲后的3周,三角法并不那么简单。
由于地球围绕太阳公转,海王星在同一背景下的位置因为视差效应产生移动,这样每个晚上就呈现给我们不同的位置点。如图中所示,海王星处于“对冲”位置,意思是它与地球和太阳在一条线上。我们把测量点选在对冲位置,因为这样一来数学计算要简单一点,而且在其他点上的测量计算也不难。2014年,这个行星联珠发生在8月29日,星期五。我们请了一位业余天文学家,曼彻斯特天文协会的凯文·基尔伯恩,帮我们拍摄海王星的对冲情况。他分别于8月19日、8月29日、9月9日和9月21日——很可能是曼彻斯特那一年夏末仅有的几个晴朗的夜晚,拍到了4张照片。我们把这四张照片重叠起来,结果如图4.3(见76页)。
测量到海王星距离的步骤和杰夫测量他手臂长度的方法一模一样。
我们需要知道“双眼之间的距离”,也就是地球从一张照片移动到另一张照片的距离,以及海王星在同一星空背景下移动的角度,这个我们从照片上能测出来。我们在框6(76—80页)中详细介绍了每个步骤,希望大家能仔细阅读,因为这是一个很有意思也很简单的小测量,你们自己可以亲身体验一下。根据凯文提供的照片,我们计算得出,海王星到太阳的距离是30.33天文单位(AU)。官方数据显示,海王星在2014年8月29日到太阳的距离是29.96天文单位,这和我们的测量结果相差约1%。
以上视差法得出的海王星的距离是基于地球到太阳的距离(也就是1天文单位)。如果想要把这个距离换算成米,就需要知道1天文单位有多少米。在上一章,我们提到可以用两种方法查出金星围绕太阳的轨道半径。第一种方法,如图3.4所示,用三角学(结果是0.7天文单位),第二种方法是从地球上反射雷达(结果是1.08亿千米)。这就足以告诉我们,1天文单位约等于1.5亿千米。天文单位是天文学中最重要的单位之一,因为它解锁了全部的距离阶梯。并且,在使用雷达之前,两个天体之间绝对距离的精准测量的探索几个世纪以来一直是科学史上被人津津乐道的话题之一。
在用视差法测量距离时,我们需要在地球上,或者在地球围绕太阳的轨道上取两个位置点,作为两只眼睛的位置。比如,在一个晴朗的夜晚,我们可以在同一时间,在地球表面的两个不同的地方各拍一张照片。如果知道这两个相机之间的距离,我们就能够用视差法算出我们与拍摄物体之间的距离。然而用这个方法测量海王星很难,因为它离我们太远了,产生的视差移动太小。因此在测量海王星的距离时,我们要等待地球绕过太阳,以此增加两个位置点间的距离。对于距离较近的行星,在地球表面取两个位置点还是可行的。
1672年,当火星在对冲位置时,伟大的意大利天文学家乔瓦尼·卡西尼和他的同事让·里歇尔对火星做了一次视差法测量。里歇尔从南美的法属圭亚那观测火星的位置,卡西尼从巴黎观测。他们知道了“两眼之间”较精确的距离,由此他们得出,天文单位约是地球半径的21700倍。这个测量结果非常好。我们的现代值是地球半径的23455倍。
要细说17到19世纪以来天文学家及探索家们对天文单位的研究和探索,一本书都说不完。我们不是要写这本书,但是我们不得不提到法国天文学家纪尧姆·勒让蒂尔。进行视差测量的经典案例是金星凌日,也就是从地球上看,金星正好穿过太阳的时候。因为视差原因,从地球上的两个不同位置点观察到的凌日情况会不同,由此就能算出从地球到金星的距离。金星凌日以两次为一组,间隔8年,两组间的间隔为一个多世纪。最近的一次凌日发生在2012年6月,下一次凌日发生在2117年12月。所以如果你想做一次精确的天文单位的测量,你可不能错过金星凌日的机会。反正在18世纪,纪尧姆·勒让蒂尔是没有错过他的机会。
1760年3月,纪尧姆·勒让蒂尔离开巴黎,作为一个超百人的国际天文观测团队成员之一,前往印度城市的本地治里,观测金星1761年的凌日情况。那年7月他到了毛里求斯,那个地方当时的名字是法兰西岛。但是当时发生的英法战争令他的旅程危险重重。终于,1761年3月,他登上了一艘去印度的船。尽管后来船偏离了航线,他还是提前几日赶到了本地治里。不幸的是,当时英军占领了本地治里,不允许船只靠岸,船长只能掉头,返回毛里求斯。金星凌日当天的天气非常好,可是身处公海,船身摇晃,要想做精确的天文学观测是不可能的。
纪尧姆·勒让蒂尔做出了一个勇敢的决定,他决定留在印度洋,等待8年后金星再次凌日。经过对马达加斯加海岸的测绘,他前往了菲律宾的马尼拉。但马尼拉的西班牙人并没有提供什么帮助,所以他又返回本地治里,专门建造了一个天文观测台,为他的重要时刻做准备。1769年6月4日的清晨如期来临,然而却是连日来唯一的一个阴天,他错过了凌日。随后他辗转数月,好不容易登上了一艘回国的船,谁料途中爆发了痢疾,还遇上大风暴,他被搁浅到马达加斯加东岸的留尼汪岛。最后,他终于登上了一艘西班牙人的船,于1771年10月回到巴黎。然而,他发现自己已经被法律宣告死亡,他的妻子已经再婚,亲戚变卖了他的家产,他还失去了在皇家科学院的职位,而正是这个皇家科学院当初派他出行印度的。这种祸不单行、雪上加霜的境遇,谁碰到都会想骂人!
不过,读者们请放心,勒让蒂尔后来在皇家科学院复职,他自己也再婚并快乐地度过了余下的21年。
这个故事充分体现了先驱们的献身精神,他们意识到测量地球与太阳之间距离的重要性,它可以让宇宙的距离天平解锁,让我们更好地探索宇宙。因为那些像勒让蒂尔一样充满智慧的科学家和探险家,倾注毕生精力获取了对宇宙的知识,我们对宇宙的理解才能取得今天的成就。
我们运用视差法对太阳系最遥远的一颗行星的距离做出了精确测量。下一个问题就是:视差法能让我们走多远?我们当然能够测量最近恒星的视差移动。由于地球围绕太阳公转,最近的恒星就会在天上一个小角区域来回摆动,这个来回摆动的幅度就能帮助我们测量恒星离我们有多远。用视差法测量的基线1的最大可能值是地球公转轨道的直径(2天文单位),相当于测量视差移动有6个月的恒星。第一个用此方法测出一颗恒星距离的是德国数学家天文学家弗里德里希·贝塞尔,他于1838年观测到,恒星61天鹅座有0.314角秒的视差角度(也就是说它在天上位置移动是0.628角秒,天文学家定义的视差角度是角度移动的一半)。他由此得出,天鹅座到地球的距离是10.4光年2,和现代值11.4光年相差不远。
基于视差测量的重要性,天文学家们专门发明了一种测量距离的测度。如果一颗恒星有1角秒的视差,那么就定义它的距离为1秒差距。那些角度移动都非常小,所以我们在观察星座时看不出来。亚里士多德因为没有观测到恒星的视差移动,所以下定论说地球是静止的,他的逻辑大体成立,但是他低估了距离的遥远,他不应该说“没有视差移动表明地球是静止的”,而是应该考虑到另一个可能性,那就是“没有观测到视差移动,这说明恒星离我们太遥远了”。考虑到恒星视差角度的微小,满月的角大小约是2000角秒,离地球最近的恒星比邻星的视差只有0.762角秒,也就是1/0.762=1.31秒差距。1秒差距等于3.26光年,也就是光要走3.26年的距离3。离我们最近的恒星都离我们无法想象地遥远。
通过现代科技,应用视差法已经能使测量精确到千万分之一角秒的程度。迄今为止,最精确的测量是欧洲航天局的盖亚卫星测出的。盖亚是2013年从法属圭亚那发射出的围绕太阳轨道运转的卫星,法属圭亚那也是350年前让·里歇尔帮助完成第一次对火星的精确视差测量的地方。盖亚把视差测量的精准性扩大到成千上万光年以外的地方,从而把银河系的很大一部分恒星放到了我们的视野中。
如果考虑银河系以外的太空,我们就要用百万秒差距来计算(Mpc)。一百万秒差距就是326万光年。如此遥远的天体生成的极其微小的视差角度是无法测量的,所以想要绘制银河系以外的宇宙,我们就得使用其他方法。即便如此,归根结底,天文学所有的距离测量都要依赖视差法,即使不是直接的,也是以它为参照的。
在远离灯光的黑夜,繁星遍布,肉眼看到的每一颗星星都在我们的银河系内。在银河平面上,浩瀚的星空布满了无数世界——仙后座、英仙座、射手座——由无数个太阳化成一道光,而我们站在高山上、沙漠中,在黑暗和静寂里看着那一道光,身不由己地感到自身的渺小。银河系远远超过我们的想象,就如卡尔·萨根所说:“在某处,不可思议的事情等着我们去发现。”
在W形状的仙后座附近,用肉眼刚刚能够看到一个模糊的雾团在它周围,那就是离我们最近的大型星系邻居,仙女座星系。当人类发现这一事实时,我们中的一些人尚未诞生。
在1923年10月6日的清晨以前,人们都还认为银河系就是整个宇宙,他们看到的那些模糊的雾团只不过是银河系内部的结构。我们可以准确地知道,前哥白尼的地球中心论的最后遗迹是何时被推翻的,因为就在10月5日的晚上,在加州的威尔逊山上,美国天文学家埃德温·哈勃用100英寸胡克望远镜对仙女座进行了45分钟的曝光。在那张举世闻名的照片(图4.6)上,哈勃发现了3颗以前没有出现在他照片里的星星,他假定它们为新星——小的致密白矮星由于环绕的恒星同伴的物质堆积而产生明亮的耀斑,并在底片上给它们标注了一个字母“N”。第二天,他翻阅天文台仙女座的档案照片,想确认他的结果。这时他发现其中的一颗新星时而出现,时而消失,而中间的周期是31天。他马上意识到,那不是一颗新星,而是一颗造父变星,这种星的亮度会发生周期性的改变。他兴奋不已,划掉了底片上那个“N”,写上了“VAR!”
为什么哈勃如此兴奋,还打上了一个感叹号呢?这我们得说到15年前,有一位来自哈佛学院天文台的天文学家名叫亨丽爱塔·勒维特。
1908年,她和她的同事爱德华·查尔斯·皮克林一起发表了一篇论文,文中她谈到了在小麦哲伦云4中各造父变星之间亮度的关系和它们的变化周期。周期指的是这些恒星亮度变化的时长,也就是从亮到暗、再到亮所需要的时间。勒维特简单明确地表述了其中的关系:“值得注意的是,在表6中,越亮的变星周期越长。还有一点值得注意,那就是,与周期仅有一两天的变星相比,周期最长的那些变星的变化具有同样的规律。”勒维特的观点成了后来所知的周期光度关系的基础。主要的结论是,变星的周期揭示了它的固有亮度。
这是天文学历史上最重大的突破之一。为什么?我们再回到测量遥远天体的问题:它们的视差移动太小,无法测量。这看上去似乎是一个很严重的问题。恒星只是一些无法辨别结构的发光点,那些遥远的恒星看上去是静止不动的。我们有的就是它们的光。恒星之间最明显的区别就是它们的亮度。如果一颗恒星比另一颗恒星亮,这就说明了两点:这颗恒星实际上更亮;或者它本身没有那么亮,但是它离我们更近。想简化这个逻辑,我们就试想所有恒星的内在亮度都是一样的,这样我们就能够根据观察到的恒星亮度来计算它相较于其他恒星的距离。比如说,一颗恒星的距离是另一颗的两倍,那么它的亮度就是另一颗的1/45。这样,只要我们用视差法算出附近一颗恒星的距离,我们就能够通过亮度的对比算出任何其他恒星的距离。
问题在于,恒星的固有亮度主要取决于它的质量和年龄。天狼星是夜空中最明亮的星星。它离我们只有8.6光年,但是它的质量是太阳的两倍,比太阳亮25倍。猎户座的参宿七,是夜空中第七亮的恒星,但是它离我们有860光年。参宿七是一颗超巨星,它的直径约为太阳的一百倍,比太阳亮200,000倍。目前已知的最亮的恒星在大麦哲伦云。它是一颗沃尔夫-拉叶星,名字是RMC136a1。它的光亮度是太阳的870万倍,质量比太阳大315倍。用一个小望远镜就能够看见它,即使它距离我们163,000光年。由此大家便能看出,以亮度代替距离是有问题的。
勒维特周期光度关系的重要性在于,它通过列举已知恒星的相对亮度回避了这个问题。这一点很重要,值得阐述。假设有两颗造父变星,它们的周期是一模一样的。按照勒维特的理论,这两颗星的固有亮度也是一样的。现在假设从地球上观测,一颗星的亮度是另一颗的4倍,那我们马上就能得出结论,较亮那一颗星离地球的距离只有较暗那颗星的一半。因此,运用勒维特周期光度关系理论,只要知道其中一颗造父变星的距离,我们就能够测出任何一颗造父变星的距离,包括哈勃发现的在仙女座的那一颗。
而且我们已经知道如何做到这一点:我们要在附近寻找一颗能够用视差法测出距离的造父变星。1913年,丹麦天文学家埃希纳·赫茨普龙第一次成功地用视差法测出了一颗造父变星的距离。仙王座星,也就是后来造父变星名字的出处,视差为3.77毫角秒,也就是离地球890光年(现代测量数据),它的周期是5.366341天。这就是“标准烛光”,赫茨普龙用这颗星来校准勒维特的标尺。
(历史补记:科学家也是普通人。在赫茨普龙的原始论文中,他对仙王座的视差计算是对的,但是在运用勒维特理论测算小麦哲伦云的距离时犯了一个小错误,当时他算出只有3000光年。那只是一个小失误,很快也被发现了,但是作为最伟大的现代天文学家之一,赫茨普龙并没有在文献中做出改正。)
1923年10月6日那天早晨,埃德温·哈勃清楚我们以上的一切描述,所以他兴奋地写上了“VAR!”他在仙女座星云发现的造父变星让他能够算出其距离,最后算出是惊人的90万光年。部分出于对造父变星的更多了解6,对仙女座距离的现代测量数据发现,这个巨型的旋涡星云位于更加遥远的254万光年之外。但是从历史上看,这个近三倍的差距并没有太大的区别,无论从哪个角度看,哈勃确认,仙女座远在银河系之外(银河系的直径只有10万光年)。他得出了结论,认为仙女座不可能是一个星云——一个在银河系中由恒星、气体和尘埃组成的天体。
它是一个独立的星系体,距离我们如此遥远,虽然你可能今晚在你家后院用一副好点儿的双筒望远镜就能在夜空中看到它,但你看到的这束光,起始于远在地球上人类出现以前的时刻。
如果你今晚真要用双筒望远镜观察夜空,你还能够看到其他星系,比如大熊座的M81和M82,它们距离我们1200万光年,知道这个数据我们要谢谢造父变星7。
更强大的望远镜能揭示更多星系的数据。图4.7展示了一张哈勃极深空(XDF)图像,是由哈勃太空望远镜于2003年到2004年拍摄的一张超长曝光的照片。它只取了一小片天空(约是整个天空百万分之一的三十分之一),却包含了超过5500个可见星系。这张极深空图像包含了大量信息:关于一大片时空的深度数据。它是那些来自于外星系的光,照进哈勃望远镜的记录。
几乎每一个光点都是一个星系,图中有超过5500个可见星系。
有了勒维特对造父变星的距离光度关系,我们现在知道了附近星系的距离。那我们再根据哈勃极深空图像中的星系数量,做一个快速的封底式计算。如果哈勃极深空图像代表了整个天空——我们没有理由作其他推测——那么在可观测的宇宙中有约30000000×5500=1650亿个星系。我们再假定星系间的平均距离是银河系到仙女座的距离,那么我们可观测的宇宙是(165×109)1/3×250万光年=140亿光年。这显然只是一个粗略的推算8,但它对宇宙的大小给出了一个粗略的概念。
光需要花10亿年的时间才能走出10亿光年,我们的推算就意味着,宇宙的寿命可能最少有140亿年,因为来自最远星系的光必须有足够的时间穿越宇宙,到达哈勃望远镜。仅仅通过数星星,测量仙女座的距离,我们就能够冥想到包括太阳和地球在内的整个宇宙,而我们已经知道,太阳和地球存在了40多亿年。宇宙当然要比太阳和地球更老,但值得高兴的是,我们通过简单的推理,理出了三者之间正确的年龄关系。
那些极遥远星系的可测量属性没有几个,因为天文学家只能在它们发射出的光上面做文章。对于相对较近的星系,如果知道它们在天空的角度大小,我们就能够算出该星系的大小;如果能够找到一颗造父变星或者其他已知亮度的天体,我们也能算出该星系与我们之间的距离。然而,对于较远的星系,解决单个恒星是不可能的,也就是说,对于遥远星系来说,造父变星的方法是不管用的。我们需要其他方法来解决问题。
在天文学中,有某类天文现象称作1A类超新星,它们非常明亮,在很远的地方就能看到。说它们非常明亮还低估了它们,因为仅仅一颗1A类新星的亮度就比整个星系还要亮,虽然整个亮度仅持续短短几天。这类超新星是当一颗恒星消耗附近恒星的物质导致自身质量增长时而产生的。当恒星的质量比太阳还要多40%的时候,它就会因自身的重力开始瓦解9。所有1A类超新星的产生都是同样的途径,这表明它们的固有亮度都是一样的。就像造父变星一样,它们也因此可以作为“标准烛光”,以此算出它们(和它们所在星系)的距离。问题在于,这种天文现象很少发生:一个星系产生超新星的平均概率为一个世纪一颗,而在银河系,最近一次清晰观测到1A类超新星是在1604年。银河系以外倒是观测到不少,因此超新星在测量宇宙距离方面非常有价值。
我们还有其他测量星系间距离的办法,不需要依靠凭运气的1A类超新星。在第6章会谈到两种方法,用它们帮助解决一些宇宙学问题。两种方法都用到了这个事实,那就是,从星系发出的光,除了在图像上显示出的大小和形状,还有其他的信息蕴藏其中。比如颜色:不仅是在图片中可见的红、蓝、绿,还有它们在光谱中具体的颜色分布细节。这听上去好像没什么,其实不然。
获取于一次日食。注意太阳发射特定颜色的光的倾向。不同颜色代表不同原子的存在。
该图片由位于加州圣地亚哥帕洛玛山天文台的黑尔200英寸光学反射望远镜拍摄。
我们在框7(102—106页)中对光发射和被原子吸收做了简单介绍,帮助大家理解本章的最后一部分。对于那些不愿意看框的读者,大致总结就是,从任何恒星或者星系发出的光,都有它特有的条码,它能告诉我们该恒星或星系的构成。这条码是通用的:仙女座的恒星及尘埃的化学组成和你的身体的化学组成都是一样的。图4.9展示了人们在一次日食中拍到的太阳大气的条码。该光谱取自于太阳光通过一个棱镜的测量;更精确地说,这是一个叫作衍射光栅的高精准度棱镜。光谱中的最高点代表太阳大气中不同化学元素的存在:氢、氦、钙、镁、铁等。
这显然是一个探测遥远恒星及星系的结构构成的好方法。
下面我们来看一个星系。我们选的这个美丽的星系叫NGC4535,是处女座的一个棒旋星系。图4.10的照片是人们在加利福利亚的帕洛玛山天文台用200英寸的黑尔望远镜拍摄的。这个望远镜于1948年制成,直到1993年都是世界上最大的望远镜。这个20平方米镜片的主焦点的焦距是16.76米,孔径为f3.3。如果你对摄影学或工程学有所了解,则你在知道这些数据时一定会对这一神奇的装置赞叹不已。哈勃太空望远镜在NGC4535也观测到几个造父变星,从这些我们得知该星系的距离是5200万光年。
就像对太阳一样,我们也可以查看NGC4535的光谱。图4.11是它的光谱图截图,我们能看到5条明显的发射谱线。最强的那一条的波长是6606埃。因为人们认为,星系主要是由氢气构成的,我们就可以假设这条线反映的是氢原子。事实上,在地球实验室的测量数据中,也有接近这个波长的发射谱线,名字叫作H-alpha线。但是在地球上,我们测到的波长是6563埃。这条重要的谱线在框7的图4.13中的光谱也能看到。
地球与银河系的波长数据不太吻合。我们应该怀疑我们的推论吗?难道说,来自NGC4535的明亮发射谱线来源于某种其他的物质?
为了帮助理解,我们来看看在所说的H-alpha线两边的两条谱线,它们的波长分别是6591埃和6627埃。同样,它们也和在地球上测到的两条线类似,即氮的一对叫作NII的发射谱线,它们的实验室波长是6548埃和6584埃。现在我们有了线索:这三个光谱线的波长比它们在地球上的对应物要大0.65%。
由此我们可以推论:NGC4535星系有其特别之处。那里的原子结构不一样吗?这个很难想象。当我们再看看其他星系的光谱时,疑团就更大了。所有星系中探测到的原子光谱的条码图案跟地球上探测到的是一模一样的,但是都有所变动。而且各自的变动量都不一样——但是绝大多数的变动都是波长增大了,就像NGC4535星系一样。这种波长增大的现象叫作红移。
天文学家们是通过波长除以谱线在地球上测量的波长所得的比率来量化红移的。这意味着NGC4535的红移是0.0065。有的红移则比这大很多。在图4.12中,我们展示了一种叫作类星体的活跃天体3C273的光谱图。它的红移就大得多,我们在图表上一眼就能看出来。在这里,H-alpha线接近7600埃,红移是0.1583。其他几条射线(我们还能看到另外几条氢的发射谱线)也确认了这个情况。所以,就像NGC4535的情况一样,我们发现了和地球一模一样的条码图案,但是这次的波长增加了15.8%。
关于红移有两种可能的解释。一种是,宇宙中的原子各不相同,实际上它们发射的光的波长都比银河系的长。第二种是,在那些星系的光到达我们望远镜的途中发生了什么,导致了波长的增加。
人类科学史上最伟大的成就之一就是,远在哈勃证明了外星系的存在之前,远在红移现象被发现之前,我们的物理学家们就有了一种能够解释红移的理论。这就是爱因斯坦的广义相对论,很多物理学家认为这是最优美的物理学理论。
最大的尖峰对应于氢,两边较小的尖峰对应于氖。最右边的两个小尖峰对应于硫。
这是一个红移为0.1583的类星体。该光谱由哈勃空间望远镜获得。箭头表示红移程度。
框7 什么是光?
光可以看成是一种波,就像水波一样,有峰有谷。不同的是,水波的峰谷我们看得见,而光波的峰谷和它所在电磁场的大小相对应,更抽象一些。我们有时候能够感受到这些变化,因为如果波长对的话,电场就推动我们眼中的电子产生信号,让大脑成像。一条光波两个高峰之间的距离就是波长,不同波长的可见光在我们眼里就成了不同颜色。我们能看得见的光波长都在400~700nm之间。可见光之外,短波方面除了紫光,还有X射线和伽马射线,长波方面除了红光,还有无线电波。电磁波频谱总结见图4.13。
最短的波长叫作伽马射线,最长的叫无线电波。可见光的波长大约在400~700nm之间。紫光和蓝光的波长较短,橙光和红光的波长较长。
光是由原子受热后发射的,它可以在照耀原子时被原子吸收。在地球上的研究表明,每一种原子——每一种化学元素——只发射或吸收某种波长的光。每一种元素都有各自的特点,归根结底就是它的原子结构。图4.14显示了氢原子的发射和吸收光谱图。吸收光谱就像是一个缺了几块的彩虹。彩虹事实上也是这样产生的,白光先后透过氢气和类似棱镜的东西发射。棱镜的作用就像雨滴,雨滴的扩散导致白光被分解成自己的组成色。在图4.14中,彩虹光谱缺失的暗色竖条叫作吸收谱线。
当光线中的某种颜色被氢原子吸收,就生成了吸收谱线。氢气受热后发射光,就产生了发射光谱 。
吸收谱线和发射谱线的波长是完全一致的,因为吸收和发射都是氢原子中电子运动的结果。量子理论解释了为什么原子中的电子只能有特定的能量,以及为什么放射谱线和吸收谱线是分离的。我们在这里不需要过多讨论量子理论,但是应该知道,光也可以被看成是一束光子,每当原子中的一个电子失去能量,一个光子就带着那些电子丢失的能量被发射出去。这就是我们在发射光谱中看到的光子。同样,电子也可以通过吸收光子的能量提升自己的能量(光子就此消失)。这就导致我们看到的吸收光谱中的光子缺失。光子的能量和光的波长成反比,也就是说,能量较高的光子对应较短的波长。
放射谱线和吸收谱线的图案很好辨认:它就像DNA指纹图或者是我们之前见到过的条形码。这就让我们能够分析望远镜捕捉到的来自外星系的光,识别其中的化学成分。图4.15显示的是太阳光被分解而组成的光谱。彩虹上交错的黑色吸收线就是原子的指纹图,这也是为什么我们虽然从来没有去过太阳,却清楚地知道太阳是由什么构成的。
好的科学往往都注重大自然里看似微不足道的细节,这里就有一个我们不可忽视的细节。再来看看图4.9,在一次日食中拍到的太阳最外层(叫作色球和日冕)的发射光谱。日食有利于观察太阳的发射光谱,因为月球挡住了来自于太阳的背景光线。这个光是由太阳大气层的原子发射出来的。图4.9中的放射线和图4.15中的太阳吸收光谱的波长正好完全配对。这是意料中的事。吸收光谱,也就是我们经常看得见的光谱,是太阳表面的白光穿过太阳大气层而产生的。这时化学元素就根据各自的属性颜色吸收光线,生成条形码。正如我们之前提到的那样,如果存在吸收光线的原子,那就一定也有放射光线的原子,只是我们不太能看到发射光谱,因为它被炽热的表面发出的强光淹没了。
原子在太阳大气层中的指纹清晰可见,最明显的已经被标注。英国化学家威廉·海德·渥拉斯顿,也是把约翰·米歇尔的仪器交给亨利·卡文迪许的人的哥哥,是第一位注意到太阳光谱中的暗线特征的。这一发现是他于1802年做出的。
然而,再仔细观察一下,你会发现有蹊跷:这两条标着He 5876埃和He 4472埃的射线在太阳的吸收光谱上是看不到的。而前者是放射光谱上第二大射线。也就是说,这种元素在太阳的外层很多。这些线显示了氦元素的存在。作为宇宙中第二大元素,氦不是在地球上发现的,而是在对太阳发射光谱的研究中发现的。在1868年的日食中,英国天文学家约瑟夫·诺尔曼·洛克耶发现了这两条明亮的射线,在当时不对应任何地球上的已知元素。这个新元素就以希腊神话中太阳神的名字(Helios)命名为氦(helium)。
我们现在知道,太阳内核外面的27%都是氦,为什么在太阳的吸收光谱中一点都看不到呢?原因如下:太阳表面的温度是相对较低的6000摄氏度,在这个温度下,氦对于可见光来说是透明的,因此即使有氦原子的存在,我们也看不到吸收线。我们这个太阳最诡异的一点是,它的最外层大气层比它的表面要热得多,这也导致了它复杂的磁场行为。日冕的温度大概有300万摄氏度,足够炽热到刺激氦原子内的电子运动,并发射光线。除非来自太阳的大部分强光被挡住(比如在日食中),这些发射光子是几乎无法被发现的。这就是氦存在于发射光谱中,但却在吸收光谱中看不到的原因。
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