三、生机勃发的现代天文学

自 19世纪末到20世纪初的30多年间，以相对论和量子论的发展为标志，物理学经历了从经典物理学到现代物理学过渡的发展阶段。天文学特别是天体物理学也随之产生了巨大的飞跃。天文学家密切注视物理学的发展，及时地用物理学原理来解释我们宇宙的过去、现在和将来。天文学进入现代天文学阶段。现代天文学是以天体物理学为核心，研究天体的形态、结构、物理状态、化学组成，以及天体和宇宙的产生和演化的科学。其特点是：以现代物理学为主要的理论基础，以最先进的科学技术装备天文观测设备，以多信使渠道获得全电磁波段、高能粒子和引力波带来的天体信息。天文学观测和理论研究也为物理学带来了巨大的刺激和挑战。在宇宙中发生的物理过程比地球上所能发生的多得多，规模大得多，过程复杂得多。在地球上做不了的物理实验，在宇宙中可以找到。随着物理学和天体物理学的发展，物理学家必然要把宇宙及各种天体作为物理学的实验室。天文学家和物理学家共同从事天文学领域的研究成为必然。

1.量子理论融入现代天文学

基尔霍夫除了提出光谱三定律，还假设了“黑体”的存在。黑体是一个能吸收所有入射的辐射、不会有任何反射或透射的物体。1898年，科学家运用铂金盒壁上的一个孔，用隔膜隔开，其内部以氧化铁涂黑，模拟出了一个黑体，并测得了黑体辐射谱，发现其与太阳光谱类似（图1-6）。物理学家为寻找黑体热辐射的理论公式，进行了许多尝试，最成功的是1893年推出的维恩公式和1900年推出的瑞利-金斯公式。但是，前者仅在短波部分与实验中观察到的结果较为符合，在长波部分则明显地与实验不符。后者则在长波部分与观察一致，而在短波部分与实验大相径庭，导致了所谓的“紫外灾难”。

1900年，德国物理学家普朗克（Max Planck）从物质的分子结构理论中借用不连续性的概念，提出了辐射的量子论。他认为，电磁波的能量是一份一份地被发射或被吸收，每份能量 E = h ν称为能量子，仅与辐射的频率ν有关， h 是一个数值非常小的常量，称为普朗克常量。根据这个模型计算出的黑体光谱与实际观测到的很一致。1905年，爱因斯坦（Albert Einstein）提出光量子假说，认为光是由一份一份的光子组成，对光电效应作出了正确的解释，更明确地认为光具有粒子特性。量子论不仅很自然地解释了灼热物体辐射能量按波长分布的规律，而且以全新的方式分析了光与物质相互作用，被物理学界认可。

1913年，丹麦物理学家玻尔（Niels Bohr）从卢瑟福（Ernest Rutherford）的有核模型、普朗克的能量子概念，以及天文学光谱观测和实验室光谱实验的成就出发，提出了量子化的原子模型。玻尔的原子模型认为：原子由原子核和围绕核运动的核外电子组成；电子能量是量子化的，只有一些分立的能级，电子只能处于一个能级上；当电子获得能量就会从低能级跃迁到高能级，形成吸收线；当电子从高能级跃迁到低能级时，将放出能量，形成发射线。图1-7给出氢原子和氦原子的结构和能级示意图。玻尔的原子模型是非常成功的，不仅正确解释了氢元素巴耳末系光谱的公式，而且也能很好地解释其他元素的光谱。

量子理论揭开了物理学上崭新的一页，给光学，也给整个物理学提供了新的概念，通常把它的诞生视为现代物理学的起点。它也成为现代天文学的光谱观测研究的基础理论。但是，普朗克、爱因斯坦和玻尔提出的量子理论过于简单。玻尔的原子模型并不能解释所观测到的原子光谱的各种特征。科学界把这个时期的量子理论称为前期量子论或旧量子理论。

在1895年至1932年的30多年间，物理学有诸多新的发现，如高频X射线和γ射线的发现，放射性元素钋和镭的发现以及它们的蜕变规律，电子、质子、中子和α射线以及宇宙线等基本粒子和原子核的发现等。物理学实验和研究进入了微观世界，开辟了原子、原子核和粒子物理的研究新领域。普朗克、爱因斯坦和玻尔提出的量子理论也显得陈旧，不够用了。

旧量子理论强调了电磁波的粒子特性。面对众多的微观粒子，德布罗意（Louis de Broglie）于1923年提出了物质波假说，认为微观粒子也具有波动性，把量子理论发展到一个新的高度。1926年薛定谔（Erwin Schrödinger）沿着物质波概念成功地确立了电子的波动方程，为量子理论找到了一个基本公式，薛定谔方程成为新的量子力学的核心。量子力学中的波实际上是一种概率分布，波函数表示的是电子在某时某地出现的概率。这体现了量子力学的一个重要法则：不确定性原理，即微观粒子的位置和动量不可能同时确定。微观粒子按统计性质分为两大类：费米子和玻色子。费米子（电子和中子等）遵循“泡利不相容原理”，即不容许有两个粒子处于相同的能量态，而玻色子（光子和氘核等）则容许众多粒子处于同一能量态。量子理论发展到量子力学阶段已经比较成熟了。

量子理论对天文学的发展极其重要，例如利用光谱学方法研究恒星和星云，就直接依赖于量子理论提供的关于原子和分子的知识。对太阳和恒星内部产能反应和元素合成的认识也依赖于量子理论。不确定性原理能够解释α粒子通过隧道效应从原子核中逃出，可以解释原子核何以能够在恒星内部的条件下克服自身正电荷的排斥力而聚合在一起：由于原子核的位置不确定，它们比对应的经典粒子伸展得更大，对经典力学来说，粒子相隔太远无法汇合时，量子力学的粒子却能彼此“交搭”而聚合。量子理论对构造太阳内部的核反应过程以及预言太阳的诸多观测性质，包括中心温度的估计等方面都取得了成功。这一切都表明量子理论成为恒星内部这一层面上重要的理论支柱。量子理论对致密天体的研究也至关重要。20世纪30年代，剑桥大学刚刚获得博士学位的钱德拉塞卡（Subrahmanyan Chandrasekhar）和国际著名天文学家爱丁顿（Arthur Eddington）关于“白矮星质量上限”的争论就是量子理论与经典物理学之间发生的最激烈冲突之一。关于白矮星和这次争论在本书第四章第一节中有详细的论述。量子理论和宇宙学之间最重要的交汇表现在伽莫夫（George Gamow）提出的著名的热大爆炸宇宙学模型中。

量子理论揭示了微观物质世界的基本规律，它能很好地解释原子结构、原子光谱的规律性、化学元素的性质、光的吸收与辐射、粒子的无限可分和信息携带等。这些都已深刻地融入现代天文学的各个研究领域之中。

2.广义相对论和五大天文学验证

爱因斯坦是公认的20世纪最伟大的自然科学家。1905年，在瑞士伯尔尼专利局工作的他在科学上取得丰硕的成果。他发表论文提出了“光量子论”，正确解释了光电效应的产生机制，获得1921年度诺贝尔物理学奖。

他还于同年提出了“狭义相对论”，认为时间和三维空间共同构成了时空的四维坐标，在不同惯性参考系之间可以通过洛伦兹变换进行转换。狭义相对论建立在两个基本原理上，一是光速不变原理，二是惯性系中物理定律有相同的表达式。依据这两个原理推导出同时的相对性、尺缩效应、钟慢效应、质能等价等现象，极大地革新了人们的时空观念。狭义相对论的正确性已经由实验和观测证实，并被广泛运用于各种高速运动的物体中，如粒子加速器中的高能粒子等。在天文学中，相对论性粒子的存在更是比比皆是，如宇宙线、脉冲星风等。

狭义相对论中，经典牛顿力学、电动力学都可以改写为狭义相对论形式，但万有引力定律却无法改写。为统一万有引力定律和狭义相对论，爱因斯坦发展出广义相对论，以场方程

为核心。这个看似简单的公式实际上是10个方程的简写模式，涉及我们不熟悉的张量、曲率、偏微分和矩阵等，很复杂。但是，爱因斯坦场方程的内涵却是非常简单明了，那就是：“物质告诉时空如何弯曲，时空告诉物质如何运动。”以太阳为例，太阳的存在使得周围的时空发生弯曲，而弯曲的时空会告诉周围的物体（行星）应该做什么样轨迹的运动。

爱因斯坦场方程提供了计算物质造成的时空弯曲的方法。但由于未知量过多以及计算复杂性，往往只有在特定假设下（如时空球对称），方程才有精确解。通过对爱因斯坦场方程的研究，彭罗斯（Roger Penrose）用理论证明了黑洞是广义相对论的预言产物，获得2020年度诺贝尔物理学奖。具体细节将在第四章进行介绍。

广义相对论观念之新，数学方法之难，让人们一时无法理解，甚至遭到很多物理学家的反对。当时，全世界懂得广义相对论的科学家寥寥无几。爱因斯坦对自己推出的理论抱有十足的信心，但又不可能强迫别人相信，唯一可行的办法是用观测或实验证实理论的正确。由于时空的弯曲只有在大质量物体存在时才变得明显，天文学所观测的众多天体成为验证和运用广义相对论最好的场景。爱因斯坦先后提出广义相对论的五大天文验证——水星近日点的进动、太阳引力场中光线的偏转、引力红移现象、引力透镜和引力波。

1）水星近日点的附加进动

水星是距太阳最近的一颗行星。按照牛顿的引力理论，在太阳的引力作用下，水星的运动轨道将是一个封闭的椭圆。但是，天文学家早就发现水星的轨道并不是严格的椭圆，而是每转一圈长轴略有转动，称为进动，如图1-8所示。

1859年，法国天文学家勒威耶（Urbain Le Verrier）大胆地提出，这种现象是由一颗未知的、在水星轨道之内的“火神星”所引起的。然而，人们一直没有找到“火神星”。后来，人们相信，进动可能是由其他行星的引力所引起，按照牛顿力学计算出的进动是每百年转动1°32'37″，而实际测量的结果是每百年1°33'20″。观测和理论结果之差虽然只有43″/百年，但是已经超出观测精度的范围了。这个问题变成以牛顿力学为基础的天体力学中的一个谜。爱因斯坦应用广义相对论的一个近似解找到了43″/百年的出处，解决了这个天文学历史难题。

2）光线在太阳引力场中弯曲

1916年，爱因斯坦计算出星光在穿过太阳附近时所产生的偏折角度为1.75″，是牛顿引力理论预言的两倍。天文观测能不能发现这么小的偏转呢？

我们观测恒星的光学辐射都是在夜晚，原因是要避开太阳耀眼的光芒。只有一种情况可以对着太阳的方向观测来自太阳后面天体的光学辐射，那就是在日全食的食甚，即月球把太阳圆面全部遮挡的时候。日全食每年都会发生2—5次，因此天文学家有不少的机会验证星光是否会因太阳的影响而弯曲。图1-9示意其原理：在食甚期间，处在太阳后面的恒星发出的光经过太阳附近时发生弯曲，这时望远镜所看到的恒星是它的虚像（视位置）。虚像的位置与恒星的真实位置是不同的，必须要找到这颗恒星的真实位置才能计算出星光弯曲了多少。由于地球公转，太阳在天球上的视位置有一个周年运动，白天出现在太阳背后的星空，几个月后，将在夜间出现，因此可以检测出日全食食甚期间星光偏折的角度。

1919年5月29日发生的日全食，始于智利和秘鲁的接壤处，然后越过南美，经过大西洋，最后到达非洲的中部。当时，英国派出两支日食观测队，爱丁顿亲自率领一队前往非洲西岸的普林西比岛，在6—8分钟的日全食食甚期间，拍摄了15张照片。与几个月后拍摄的星空照片比对，发现恒星的光线确实偏折了，偏转角为1.98″，接近广义相对论预言的1.75″，而比牛顿万有引力定律预言的0.88″大一倍以上。日全食的观测支持了广义相对论！消息传到了德国，爱因斯坦平静而自信地说：“我从来没有想过会是别的结果。”消息传到英国，引起轰动，伦敦《泰晤士报》头版头条新闻标题赫然写着“科学革命：牛顿的思想被推翻”。

3）引力红移

按照广义相对论，时空弯曲的地方，钟走得慢，即时间会变慢。时空弯曲得越厉害，钟走得越慢。所以，太阳附近的钟，会比地球上的钟走得慢。时钟走得慢的后果导致谱线的频率变低，波长变长，也就是谱线红移了。设想，原来谱线的频率是100 MHz，也就是每秒振动一亿次；现在时钟走得慢了，振动一亿次需要的时间超过一秒，这样频率就下降了，也就是谱线向红端移动了。爱因斯坦把这个现象称为引力红移。

引力红移的大小与恒星表面的时空弯曲程度有关，引力越大，引力红移越大。爱丁顿时代的观测设备比较差，很难发现地球和太阳附近的引力红移现象。他认为白矮星是验证引力红移的理想实验室，建议正在研究天狼星B的亚当斯（Walter Sydney Adams）做观测验证。果然，不出所料，亚当斯于1925年测出了引力红移，而且红移量与用爱因斯坦理论计算得到的结果完全一样。

为了探测地球引力红移效应，1976年美国航天局发射了“引力探测器A”。探测器携带了一个原子钟，在9978 km的高空运行，研究人员的目标是探测光波的频率变化。测量结果表明，探测器上的原子钟比地球表面的钟走快了百亿分之4.5，跟广义相对论的预言只相差万分之0.7。

4）引力透镜

爱因斯坦早在创立广义相对论的三年前，即1912年，就提出了引力透镜的概念。他认为，大质量天体会产生像玻璃透镜一样使光线弯折的效应，因此可以把该天体看作是宇宙中一个庞大的“引力透镜”。

图1-10是引力透镜原理示意图：引力透镜天体使遥远天体的光线产生偏折，恰好在地球上会聚，从而产生虚像。由于透镜天体的边缘情况很不一样，导致产生的虚像形式多样，如2个虚像、4个虚像甚至呈环状或弧状等。宇宙中的引力透镜可能很多，但在地球上观测到引力透镜的条件很苛刻，首先需要地球、引力透镜天体、观测对象恰好三点一线，而且三者间的距离适当，以保证在地球处聚焦。其次，能成为引力透镜的天体要求其质量特别巨大，那些质量很大的河外星系、星系团、大质量黑洞，还有我们看不见的成团的暗物质等都可能成为引力透镜天体。只有当这两个条件同时得到满足时，才有可能形成明显的引力透镜现象。

1979年，亚利桑那大学的天文学家探测到两个类星体QSO 0957+561A和QSO 0957+561B。它们彼此靠得很近，并且外观、亮度都非常相像，红移一模一样，都是1.41，其他观测特征如连续光谱、谱线等几乎完全一样，看起来就像是一对双胞胎。发现者不知所措，忽然想起了几十年前爱因斯蛆关于引力透镜的预言，才恍然大悟，认为这两个类星体很可能是引力透镜产生的虚像。很快他们在类星体方向找到一个红移为0.36的暗弱星系，红移比这两个类星体的要小很多，判定是引力透镜天体。天文学家无意之中找到了第一个引力透镜。

1985年，发现了4个虚像的引力透镜，被称为爱因斯坦十字。其中心的引力透镜是一个距离我们大约4亿光年的明亮星系，周围的4个光斑是一个距离我们大约80亿光年的类星体经过引力透镜作用而形成的4个虚像（图1-11）。

最完美、最理想的引力透镜当然属于产生爱因斯坦环（彩图3）的引力透镜了。这不仅要求遥远天体、引力透镜天体和观察者三者正好在一条直线上，而且要求它们对于这条直线都是高度对称的，这样所产生的虚像便能形成一个被称为爱因斯坦环的完整的环。由于引力透镜天体的引力场分布不够规则，往往会形成断断续续的、一段段的圆弧。

5）引力波

爱因斯坦根据广义相对论还预言了宇宙中引力波的存在。由于引力波效应极其微小，他不敢奢求发现引力波。1974年，美国天文学家泰勒（Joseph Taylor）和赫尔斯（Russell Hulse）发现射电脉冲双星系统，通过观测间接印证了引力波的存在。2015年，美国的激光干涉引力波天文台（LIGO）直接探测到双黑洞并合产生的引力波。这两项研究都获得了诺贝尔物理学奖，将在本书第四章详细讲述。引力波的存在得到了证明，成为了一种天文学的新信使。

3.现代天文学的研究对象和观测手段

天文学的研究对象分为行星层次、恒星层次、星系层次和宇宙层次，包括太阳系、恒星、银河系、河外星系及整个宇宙，不仅要研究它们的现在，还要研究它们的过去和将来。只有一点例外，那就是把我们自己居住的地球归为地学研究的范畴。太阳系范围为1.2×10 ^-3 ly（光年，1ly=9.46×10 ¹⁵ m），离地球最近的恒星距离为4.3 ly，银河系的尺度为10万光年，最近的星系距离为百万光年，富星系团的尺度约为千万光年，可测宇宙的尺度约为138亿光年。

太阳系是以太阳（彩图2）为主体的天体系统。太阳质量占太阳系所有天体总质量的99％以上，强大的引力把其他天体都牢牢地控制在自己的周围。我们肉眼看到的太阳是它的光球，温度约6000 K。日面上经常出现黑子和耀斑这类太阳活动现象。在光球外面的日冕具有百万开的温度，日冕以及太阳磁场可以延伸到极其广阔的太阳系空间。太阳系内有八大行星，按到太阳的距离由近及远依次为水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星、海王星，它们大致都沿着同一方向自西向东以椭圆轨道绕着太阳转动。小行星是太阳系里较小的天体，绝大多数小行星就像一块块大小不等、形状不一的“大石块”，分布在火星和木星的轨道之间。彗星也是绕太阳运行的小天体，其公转轨道是椭率非常大的椭圆。当它运行到太阳附近时被阳光照射得十分明亮，而且受热生成彗尾，形如一把倒挂的扫帚。流星体是太阳系内更小的天体，大多数是直径十微米到几十厘米的尘粒和固体物质，也绕太阳运行。当它们进入地球大气层时，由于速度很高，同地球大气的分子碰撞而发热、燃烧、发光，形成明亮的光迹。也有一些比较大的流星体，在大气中没有燃尽，落到地面上成为陨石。

太阳系行星的研究是个很古老的课题，但是20世纪以来对行星的空间探测使行星研究成为最富挑战性的课题。地球上生机勃勃、五彩缤纷的生命世界使人们期望在地球之外能找到生命，甚至是与人类智能相当或超越人类的生物。寻找地外生命首先寄希望于太阳系内行星的探测。然而，太阳系内的探测结果却令人失望，天文学家转向寻找太阳系之外的行星系统，特别是与地球类似的行星系统。与此同时，搜寻地外文明发来的电波和主动与外星人联系的宇宙通信等科学研究都在紧锣密鼓地进行着。20世纪50年代人类开始挑战宇宙航行以来，地外生命的探索始终是空间探测的一项重要内容。

银河系中有数以千亿计的恒星、许许多多的弥散星云和到处都有的星际物质。恒星的化学组成大同小异，但大小和密度却十分悬殊。太阳的半径约为70万千米，中等偏小。红巨星的半径是太阳的600—1600倍，是恒星世界中的庞然大物。与普通恒星相比，白矮星和中子星堪称“侏儒”，白矮星的半径只有太阳的0.7%，和地球相当，大约为5000 km，中子星更小，半径只有10 km左右。红巨星、白矮星和中子星之间的密度差别可达几个、十几个数量级。

许多恒星的光度会发生引人注目的变化。其中变星的光度变化是周期性的，周期从一小时到几百天不等，也有的甚至长达两三年。还有一些恒星的光度发生突然的剧烈变化，成为新星和超新星。恒星并不孤单，有的恒星有行星系统相伴，有的则是成双成对的双星系统，还有三五颗星聚在一起组成聚星的，也有的几十、几百乃至几百万个聚在一起形成星团的。银河系中双星并不少见，约占全部恒星的三分之一。

银河系中千亿多颗恒星主要集中在一个扁球状的空间范围内，侧面看去像一只中间突起、四周薄的铁饼。这个大铁饼称为银盘，银盘的面叫银道面，直径约10万光年，中心突出部分是银核，厚约1万光年。在大铁饼之外，还有一部分恒星稀疏地分布在一个圆球状的空间范围内，形成所谓的银晕。

银河系如此之大已是令人难以想象，但是在银河系之外还有许许多多同银河系类似、离我们非常遥远的庞大天体系统，称为河外星系。河外星系也聚成大大小小的集团，有双重星系、多重星系，甚至由成百上千个星系组成的星系团。河外星系按它们的形态可以分为椭圆星系、旋涡星系和不规则星系等。还包括类星体、各种射电星系、塞弗特星系、蝎虎座BL型天体等“活动星系”。对它们的观测使天文研究的范围扩展到以百亿光年为尺度的广阔空间，并可追溯到百亿年以前发生的事件，是现代宇宙学的重要支柱。

天文学的研究在于探索宇宙及它所包含的所有天体的本质。观测是天文学研究的主要实验方法。人类基本上只能被动地接收来自宇宙空间的天体发出的电磁波、高能粒子和引力波，而且由于绝大多数天体离我们特别遥远，到达地球的能量非常微弱，因而观测起来特别困难。

由于地球大气的吸收和散射，X射线、γ射线、远红外、紫外等波段的辐射都不能到达地面，射电波段的长波被地球电离层反射，也不能到达地面（图1-12）。大气对γ射线、X射线和紫外线的吸收特别厉害，只能在大气之上的空间进行观测。大气对红外波段的吸收也很厉害，只是在近红外波段，地面望远镜勉强可以观测。对于射电波段，大气中的水蒸气对最短的亚毫米波和毫米波有一定的吸收，因此毫米波/亚毫米波射电望远镜对台址的要求很严格，要求海拔很高和特别干燥。大气电离层会把射电波的长波波段反射掉，地面射电望远镜能观测的最长波长为十几米，进行长波观测最好的地方是在月球表面。在地面上只能发展三种天文望远镜：光学望远镜、近红外望远镜和射电望远镜。

20世纪60年代开始的空间天文观测，逐步完善、发展壮大，从而使天文学进入了全电磁波观测时代。光学、射电、红外、紫外、X射线和γ射线各个波段的观测设备齐全。经过几十年的发展，各个波段的观测能力大大提高，观测研究已经全面向宇宙天体的三大层次（太阳系行星、银河系和河外星系）铺开，全面地研究我们的宇宙。目前的观测能力虽然已经触及可观测宇宙边缘的明亮天体，但绝大多数暗弱天体仍然察觉不了，分辨不清。除了硬X射线和γ射线外，所有波段都可以进行成像观测。

20世纪初发现宇宙线以后，天文学家开始探测来自宇宙空间的高能粒子。宇宙线的成分主要是各种元素的原子核，以及少量的电子。后来发现，宇宙线中还包括极高能γ光子和中微子。宇宙线携带着河外星系天体、银河系、太阳活动及地球的空间环境等科学信息，成为电磁波外又一个获取天体信息的渠道和手段。宇宙线的能量从10 ³ eV（电子伏特，1eV=1.6×10 ^-19 J）一直持续到10 ²⁰ eV以上。但是能量越高，数目越少，能量 E ≥10 ¹⁴ eV的粒子的数目非常之少，导致无法进行空间探测。好在，能量高于10 ¹⁴ eV的粒子或γ光子进入地球大气后因与大气作用产生次级粒子，继而产生能够被高山观测站设备探测到的次级粒子、切连科夫光子和大气荧光，可以间接地观测研究极高能宇宙线。20世纪中叶，科学家们更加关注宇宙线本身的物理问题和它们的起源。目前宇宙线的观测有很大的发展，天上的卫星和高山上的观测设备的观测能力越来越强大。但是，除了太阳发出的宇宙线能被很好地确认，其他的宇宙线无法确认来自哪个天体。高能γ光子事件已经观测到130多例，仅仅能确认其中的一例是来自蟹状星云。宇宙线的观测能力远远比不上电磁波各个波段的观测能力。

期待已久的新信使——引力波终于在2015年到来。天体引力波主要有三种形式：连续式引力波、爆发式引力波和引力波背景辐射。相互旋绕的致密双星是宇宙空间中最丰富的引力波源，这种双星主要是由中子星、白矮星、黑洞与其他恒星组成的各种密近双星系统。就单个致密天体而言，只要它们不是完全球对称，快速的旋转依然会不断地产生引力波，但强度相对较低。超新星爆发、恒星坍缩、黑洞的形成过程等的非对称性动力学性质也会产生引力波。银河系大量双星系统产生的引力波可以叠加形成一个引力波背景辐射。宇宙开端的大爆炸也会产生引力波，比宇宙微波背景辐射产生的时间要早38万年，因此还保留宇宙形成早期的信息。2015年是令人欣喜的一年，首次探测到双黑洞并合产生的引力波；到2017年，不仅探测到多起双黑洞并合事件，还探测到双中子星并合事件。这一事件意义更大，不仅探测到引力波，还探测到同时发生的γ射线暴和光学波段的千新星。科学家们欢呼天文学观测进入引力波观测的时代，进入了多信使观测的时代。

4.全电磁波时代的天文学

传送天体信息的3个信使已全部上岗，其中电磁波这个信使的能力最强。电磁波按其波长排列大致可分为：γ射线（10 ^-14 —10 ^-10 m）、X射线（6×10 ^-12 —2×10 ^-9 m）、紫外线（6×10 ^-10 —3×10 ^-7 m）、可见光（3.8×10 ^-8 —7.8×10 ^-7 m）、红外线（7.8×10 ^-7 —10 ^-3 m）、射电波（10 ^-3 —10 ³ m）。X射线和γ射线都属于高能光子，科学家习惯上用它们的能量单位电子伏特（eV）来表示它们的频率或波长。1 eV代表频率241.8 THz或波长1240 nm。电磁波各个波段的波长范围并没有严格的界限，而是有一定的交错。

按观测的波段或观测手段，可把天文学分为光学天文学、射电天文学、红外天文学、紫外天文学、X射线天文学和γ射线天文学。

1）光学天文学

光学天文观测有几千年的历史，肉眼可以看到的天体就有6000多个。伽利略发明的光学望远镜口径仅3.5 cm，观测能力比肉眼提高了100倍。这是天文学史上划时代的创举，也是现代科学萌芽时期的第一个重大发明，使得人们在很短时间里便取得了一系列突破性的天文发现。光学望远镜发展到今天，口径达到8m到10m量级的已经有14架，位于美国夏威夷的口径10m的凯克“双胞胎”是其中的佼佼者。正在研制中的光学望远镜的口径已达30m至40m，比伽利略望远镜的聚光能力提高了百万倍以上。

大型光学望远镜之所以宝贵，在于看得远、分得清。但这不完全取决于望远镜的口径和精度，还取决于观测地点的自然环境。天体的辐射要经过地球大气才能达到望远镜，只有大气清洁无尘、没有任何抖动，大型光学望远镜的优势才能体现出来，看到的星像才会十分鲜明、锐利。这好比我们在清澈透明、没有任何波纹的水面上，你可以看到水下悠闲自得的鱼、长满青苔和水草的湖底。如果有风，哪怕是微风，湖面吹起波纹，你就看不到或看不清湖底的一切了。视宁度是衡量大气稳定度和透明度的一个科学指标，一个优秀的光学望远镜台址要求平均视宁度在0.7"—1"之间。

国际天文界公认世界上有3个顶级的光学天文台址，都是设在高山之巅：夏威夷海拔4206m的冒纳凯阿山山顶、海拔2500m的智利安第斯山山顶和大西洋加那利群岛2426m高的山顶。这3个台址的共同特点是：视宁度高、大气水气含量低、晴夜数多。全世界的大型和特大型光学红外望远镜大部分都在这里落户，数十年来已经成为主导和垄断世界天文科技发展的高地。

此外，太空光学望远镜也是一个选择。1990年被送到太空的哈勃空间望远镜，主镜口径虽然只有2.4m，但因为它不受地球大气层的干扰，观测精度大大超过了地面上的望远镜。当今光学望远镜的观测能力已经达到可观测宇宙的边缘。光学望远镜的观测为天文学的发展奠定了基础，在很长一段时间里，光学天文学就代表了天文学。

2）射电天文学

1933年，美国无线电工程师央斯基（Karl Jansky）发现了来自银河系中心的无线电波，开启了射电天文学。射电波段的波长范围从十米波长一直到亚毫米波，不同波段的观测对射电望远镜的技术要求很不相同，因此有米波、厘米波、毫米波和亚毫米波射电望远镜的区别。第二次世界大战后，大量的军用雷达被改造为射电望远镜，射电天文学迅速发展起来。和光学望远镜400多年的历史相比，射电望远镜面世仅有几十年，但是射电天文学很快就步入了鼎盛时期。20世纪60年代，射电天文学的“四大发现”，即脉冲星、星际分子、微波背景辐射和类星体的发现，成为20世纪中期最为耀眼的天文学成就。

射电天文学之所以迅速崛起，在于射电波段的特殊性，光学观测无法替代它。物理学家预言中子星的存在，但由于其辐射主要在射电波段，寻找了30多年，一无所获。直到利用射电望远镜观测才在无意中发现了中子星。大爆炸宇宙理论预言宇宙的3 K背景辐射，其频谱主要在厘米波、毫米波和亚毫米波段，这也是使用射电望远镜在无意中发现的。星际分子的发现被一个理论预言所推动。1954年，美国物理学家汤斯（Charles Hard Townes）计算出处在射电波段的17种星际分子谱线频率，结果真的观测到了。只有类星体的发现是射电和光学观测的共同贡献。目前世界上口径最大的单天线射电望远镜是我国贵州的500m口径球面射电望远镜（FAST）。其聚光能力非常强，但是分辨率却比不上小型光学望远镜，也不能成像。20世纪50年代，英国的赖尔（Martin Ryle）发明了由多面天线组成的综合孔径射电望远镜，不仅分辨率赶上大型光学望远镜，而且也能成像，与光学望远镜打了个平手。后来进一步发展为甚长基线干涉仪（VLBI），分辨率大大超过了光学望远镜。现今的射电望远镜的最高分辨率已经达到0.01mas（毫角秒），是光学望远镜分辨率的5000倍。

3）红外天文学

红外波段与可见光相邻，其波长范围在0.78—1000 μm之间，只有1.2—21 μm之间的红外线能够到达地面。早在1800年，赫歇尔就发现了太阳的红外辐射，但红外天文学长期处于停顿不前的状态，直到20世纪80年代才蓬勃地发展起来。温度在3000 K以下的低温恒星、原恒星、棕矮星、星际介质、星云以及3 K微波背景辐射的光谱峰值部分都处在红外波段。红外波段成为观测宇宙中低温天体的最好波段。

红外望远镜分为两大类，一类是建在地面上的，只能观测近红外波段（波长1.2—21 μm）。除了一些专用于红外观测的望远镜外，几乎所有地面超大型光学望远镜都设计成光学和红外通用。另一类则是空间红外望远镜，如2003年升空的美国斯皮策空间望远镜；2009年发射上天的欧洲赫歇尔空间望远镜，口径达到3.5m，成为目前世界上口径最大的空间望远镜；2009年发射上天的开普勒空间望远镜，专门用来发现太阳系外的行星系统。它们的业绩可以与哈勃空间望远镜媲美，这是因为红外波段观测能够穿越气团和尘埃去分析恒星的诞生和死亡，能观测“哈勃”看不到的天体和现象。

空间红外望远镜的技术要求特别高，为防止望远镜本身的红外辐射的干扰，需要携带大量的液氦或液氮，用来冷却望远镜。不过，所携带的冷却剂再多，也有用完的时候，所以上述3台空间红外望远镜的寿命都不长。空间红外望远镜还有一个特点是容易受到来自地球辐射的影响，因此它们都被发射到远离地球150万千米的第二拉格朗日点上（L2，见图1-13）。红外望远镜装有一个保护罩，将躲在地球的后面，背对地球和太阳（以隔绝干扰），与地球保持同样的角速度绕太阳旋转。

4）紫外天文学

紫外波段是介于X射线和可见光之间的频率范围。很多天体的连续谱辐射中都包含紫外线部分，特别是非常热的大质量恒星，其表面温度高到足以使其辐射能量主要集中在紫外波段。活动星系核、吸积盘，以及超新星爆发都会有很强的紫外线辐射。就元素的谱线来说，在紫外波段（10—360 nm）有很多很强的吸收线和发射线。通过紫外光谱的观测可以了解星际介质的化学成分、密度以及温度，了解高温年轻恒星的温度与成分，还能给出星系演化的信息。

1801年，德国物理学家里特尔（Johann Wilhelm Ritter）发现紫外线，但紫外天文学发展很慢。1880年，高空气球在35 km以上的高度探测到来自太阳的强烈紫外辐射。后来又发现，地球大气层的15—35 km范围内有一层厚约20 km的臭氧层，这个臭氧层将太阳紫外辐射几乎全部吸收了。1946年，美国海军研究实验室用火箭在80 km高度拍摄了人类第一张太阳紫外照片。20世纪60年代进入空间探测时代之后，专用的紫外波段卫星或搭载其他卫星的紫外探测器陆续上天，加上哈勃空间望远镜在紫外波段的观测，紫外天文学有了较大的发展。紫外波段空间探测可以了解恒星、星云、星际物质、银河系和河外天体的紫外连续谱辐射的状况。1978年发射上天的卫星“国际紫外探测者”（IUE），以光谱观测为主，在太空服役18年，取得了11万个天体的紫外光谱，有许多惊人的发现。2003年发射上天的星系演化探测器（GALEX），以巡天为主要任务，对银河系近邻的150多个星系进行巡查，获得它们在紫外波段所呈现的细节，发现约有1/3的旋涡星系有紫外扩展盘。巡天发现一批紫外亮星系，对研究早期宇宙具有特殊的意义，强烈的紫外辐射是星系中大质量恒星发出的，由于早期星系中的尘埃很少，望远镜才能观测到这些大质量恒星的紫外辐射。

5）X射线天文学

1895年伦琴（Wilhelm Röntgen）在实验室发现X射线。早期的X射线观测借助火箭把探测器送上高空，取得一系列意想不到的结果：1948年发现太阳的X射线辐射，1962年发现天蝎座X射线源（天蝎座X-1），1964年发现黑洞的候选者天鹅座X-1，1968年探测到射电脉冲星PSR B0531+21的X射线脉冲。火箭探测共发现了约30个X射线源，搭起了X射线天文学的基本框架。20世纪60年代，X射线卫星陆续进入太空，新发现更是接踵而至。20世纪末和21世纪，大型X射线空间观测设备上天，使X射线的观测研究得到更大的发展。其中，掠射式X射线望远镜的发明最为关键。早期的X射线探测器采用高能物理实验中发展起来的粒子探测器，分辨率极差，也不能成像。应用掠射理论研制成功的X射线望远镜，使大面积X射线聚焦成像成为现实，灵敏度和分辨率提高了非常多，可以清楚地观测遥远宇宙深处的X射线源。X射线空间观测相继发现了一系列前所未知的新型天体，获得光学天文和射电天文无法得到的天体信息。已经探明，宇宙中辐射X射线的天体包括X射线双星、脉冲星、γ射线暴、超新星遗迹、活动星系核、太阳活动区，以及星系团周围的高温气体等。这大大地扩展了天文学的研究领域，展示了X射线天文学所具有的独特威力。

6）γ射线天文学

γ射线是在1900年发现的，但是γ射线天文学迟至20世纪60年代后期才发展起来。γ射线与X射线的本质相同，差别是能量不同，或者说波长不同。光子能量大于100 keV以上就是γ射线。在电磁波谱中，γ射线波段的能量最高，覆盖的波段最宽，携带着天体的丰富信息。γ射线观测的空间分辨率很低，这是因为掠射式望远镜不适用于硬X射线，更不适用于γ射线。γ射线观测的对象有超新星、超新星遗迹、脉冲星、脉冲星风云、巨分子云、恒星形成区、致密双星系统、活动星系核、γ射线暴和耀变体等特殊的天体。γ射线能量越大，其光子数越少，需要特别巨大的接收面积才能积累可探测的能量，因此目前在天上运行的最强大的γ射线望远镜也不可能观测能量超过3×10 ¹¹ eV的γ射线。然而，能量在10 ¹¹ —10 ²⁰ eV的超高能γ射线进入地球大气与地球大气相互作用，产生的次级高能粒子或切连科夫光子可以被地面上的观测设备检测到，根据观测结果可以反推出与大气碰撞的γ射线光子的情况。因此，在地面上可以观测研究超高能γ射线。

正在或曾在太空遨游的γ射线探测卫星很多，都曾做出过独特的贡献。其中，1991年发射上天的美国康普顿γ射线天文台是当时太空中的巨无霸，探测的能量范围从20 keV到30 GeV，跨越了6个数量级。“康普顿”工作8年，最辉煌的成就是发现2700多个γ射线暴。γ射线暴是宇宙中最强烈的爆发，仅次于宇宙诞生时的大爆炸。2008年美国发射上天的费米γ射线空间望远镜比“康普顿”更加强大，能够探测的能谱范围宽得多，为20 MeV—300 GeV。“费米”的发现很多，最大的亮点是发现一大批γ射线脉冲星和一批极高能段的γ射线暴。 Y1LyclogBcMrz478CF4Gjakj2rCbs5ftCaTy13D5dkTcnJYZorj+nlQZzKMEgn64