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哈勃空间望远镜18年之科学成就
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Julianne J. Dalcanton 文 Shea 编译 |
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在运筹帷幄了几十年之后，哈勃空间望远镜作为美国宇航局大型天文台中的第一个终于在1990年发射上天，开始决胜千里之外。在修复了主镜存在的结构问题之后，哈勃空间望远镜彻底地改变了天文学的许多领域，并且为大众奉献了一幅又一幅摄人心魄的宇宙画面。一个正在计划中的维修任务将使得“哈勃”继续在天文学中领跑，但是在那之前让我们先回顾一下哈勃空间望远镜在过去的18年里所取得的科学成就。 没有哪一架望远镜能像哈勃空间望远镜那样对世俗文化有着这么巨大的冲击力，但是它本身的尺寸相对于现代的很多望远镜来说却并不是那么巨大。把“哈勃”的主镜立起来比姚明也高不了多少，它的接收面积甚至连地面个上最大望远镜的五分之一都还不到。它上面搭载的仪器设备也远没有地面上的尖端，更确切地说“哈勃”所使用的探测器技术都已经是十多年前的了。那么是什么使得“哈勃”对科学和公众具有如此巨大的影响力呢？  “哈勃”成功的秘诀关键就在于三点：位置、位置还是位置。位于地球大气层之上的“哈勃”摆脱了架在所有地面望远镜脖子上的枷锁。首当其冲效果就是对望远镜分辨率——望远镜所能探测到的最小角度——的大幅度提高。“哈勃”所拍摄的图像可以分辨出小于0.1角秒的细节，这相当于0.5毫米在1千米以外的张角。和“哈勃”比起来地面上望远镜所拍摄的照片要模糊10倍以上。此外，由于“哈勃”没有了大气湍流的干扰，因此它所获得的图像和光谱具有极高的稳定性和可重复性。这些特性使得“哈勃”在测量天体的亮度和结构时可以达到前所未有的精度。  “哈勃”所处位置的另一个鲜为人知的优点是黑暗的天空背景。在地面上看夜空，无论如何都不会是完全黑暗的。上层大气中的原子会吸收白天日照的能量，然后在晚上以光的形式再辐射出来。在野外黑暗的营地比在明亮的城市街道上可以看到更多的星星，同样地太空中的“哈勃”可以探测到比地面望远镜无法逾越的天空背景还要暗的天体特征。此外，“哈勃”所处的高度也使得在紫外波段上进行观测成为了可能，而由于地球大气层的吸收紫外光子甚至都无法到达地面。这对于追踪天体物理气体中某种元素的丰度以及解释观测到的遥远星系的某些现象至关重要。 在这篇文章中将介绍几个“哈勃”彻底改变我们认识的领域，这包括了从恒星诞生到死亡的过程、黑洞以及它们和星系形成之间的关系、星系在几十亿年中的演化过程以及检验宇宙膨胀的基本模型。 距离尺度 自天文学诞生的那一天起天文学家们就一直在面对一个恼人的问题，那就是如何测定天体到我们的距离。在地球上这个问题看上去是这么的基本和简单，但是一旦到了天上一切都变得极为复杂。这是因为在天文学中天文学家所观测到的天体系统的能量输出和距离可以相差12个数量级（1万亿倍）。因此天文学家经常根据已经预先获得的一点知识来估计某一个天体系统的基本大小和能量输出。那么我们观测到的是一个距离很近的暗弱天体还是一个明亮但却非常遥远的天体呢？此外，即使我们可以对天体的距离做出合理的假设，但这对于检验宇宙学模型而言依然显得杯水车薪。 在过去的一个世纪里，天文学家根据近处恒星的距离推算出的遥远天体距离建立起了一个详尽的距离“阶梯”体系。距离阶梯的第一级是那些距离我们最近的恒星，由于地球绕太阳的轨道运动我们可以探测到它们在天空中的位置变化。这一被称为“视差”的效应由于只涉及到最基本的几何原理，因此它的结果十分可靠。这一方法的唯一局限是我们测量天体位置变化的精度。随着精度的提高，视差测量可以推广到更遥远的距离。 而“哈勃”由于它自身的高分辨率和它上面搭载的精细导星传感器，使得它成为了视差测量的行家里手。尽管精细导星传感器主要的用途是在“哈勃”进行科学观测的过程中保持望远镜的精确指向，但是它也可以用来对单颗恒星的位置进行毫角秒精度的位置测量。此外，精细导星传感器也相当的灵敏，可以测量比“依巴谷”天体测量卫星所能观测的极限还要暗得多的恒星。通过测量更为暗弱的恒星视差，“哈勃”可以探测更为遥远的距离，并且可以对银河系中更大的范围进行采样。这使得“哈勃”可以用来校正那些远离太阳的恒星的光度，这恰恰是建立更为遥远的距离阶梯的关键。 在这类恒星中，造父变星无疑是最重要的之一。它们是一类光度超过太阳数千倍的脉动变星，而正由于它们极为明亮以及特有的光变周期使得它们即使在其他星系中也很容易辨认。造父变星的光度和它的脉动周期之间有着非常紧密的联系。一旦知道了这两者之间的关系，就可以通过其亮度的变化周期推算出它的光度，进而根据光度和亮度之间的关系计算出它的距离。因此计算所得距离的精度直接和造父变星的周期-光度关系（周光关系）的精度有关。为此“哈勃”上的精细导星传感器对造父变星进行了直接的视差测量，大大削减了用造父变星周光关系推算距离的不确定性。尽管这一关系对于不同金属丰度的星系可能会有所不同，但是在适当地修正之后它已经被用来可靠地确定了许多大质量旋涡星系的距离。而在这之前，从近邻恒星可靠的视差测量到基于造父变星的距离再到旋涡星系，这一过程需要非常繁杂的步骤。但自从有了“哈勃”的新结果之后，天文学家只需要轻轻一跃就能跳上这一级台阶了。 “哈勃”的高分辨率在识别近距星系中造父变星的过程中扮演了重要的角色。尽管造父变星很明亮，但是它们在地面望远镜的照片中也会和其他恒星混在一起而无法分辨。这就无法识别出造父变星的光度变化，或者是在一个星团中找出其中的造父变星。与之形成对比的是，对于具有高分辨律的“哈勃”来说即使是非常遥远的造父变星，它也能把它和它附近的恒星分开。这样一来使得可定出距离的星系数目一下子就扩大了1,000倍。在“哈勃”上天之前，使用造父变星确定近距星系的距离就已经被列入了“哈勃”的核心计划。造父变星核心计划已经使用“哈勃”数百个轨道时间来分析了36个星系中的造父变星，所有这些对造父变星的观测还将用来对距离阶梯中更高的一级（例如超新星和塔利-费希尔关系）进行校正。 这些造父变星的距离已经成为了我们了解遥远宇宙尺度的基石。更为遥远的星系的距离则可以根据“哈勃图”来进行计算，而这里的“哈勃图”所反映的是星系退行的速度和它与我们之间距离的线性关系。这一线性关系的斜率则被称为“哈勃常数”。如果一旦哈勃常数的大小被精确测定了，那么根据直接测量到的星系退行速度就能反推出星系的距离。“哈勃”对造父变星的观测为“哈勃图”的建立打下了基础，因此它也为哈勃常数的精确测量提供了保证。在“哈勃”之前，观测得到的哈勃常数有1-2倍的差异，但是在有了新的造父变星观测之后宇宙距离尺度的不确定性猛然下降到了大约只有10%。 恒星的生命轮回 尽管恒星经常被认为是永恒不变的，但事实上它们是在不断演化的。新一代的恒星形成于气体星云，而老年恒星则通过行星状星云和超新星爆发最终演化成了白矮星、中子星和黑洞。这些恒星形成和演化的过程对于了解宇宙中的许多特征是非常关键的，这其中包括了星系演化、化学元素的散播以及气体的分布。 “哈勃”对于恒星天文学最重要也是最漂亮的贡献就是它研究了诸如猎户星云之类的恒星形成区。在这些区域，明亮的大质量恒星会电离气体云，使得它们在光谱中具有明亮的发射线。“哈勃”对猎户星云的早期观测发现，其中聚集了许多被浓密气体和尘埃盘包裹的年轻恒星。尽管已经从理论上和甚大天线阵的观测中推测出来了这些盘的存在，但是直到“哈勃”所拍摄的高分辨率照片才第一次直接揭示出了这些盘的结构和物理性质。  观测到的原行星盘正是天文学家们所预想的类似太阳系的行星系统的雏形。“哈勃”照片中这些盘的普遍存在强烈地暗示了太阳系可能并不是唯一的，而最近更是在“哈勃”所拍摄的这些盘的照片中直接找到了太阳系外行星系统。通过观测已经耗尽其中气体的盘的结构，“哈勃”也直接研究了处于演化中期的行星盘。在这些盘中，尘埃占据了主导，而这些尘埃最终要么会被其中的行星所吸积，要么就会被驱散。尽管地面上的望远镜也观测到了个别几个行星盘的案例，但是“哈勃”的观测才真正证明了它们的普遍性。另外，得益于它超高的分辨率，“哈勃”也揭示出了许多残骸盘的结构，发现它们的形状已深受围绕年轻恒星转动的行星轨道运动的影响。 除了研究年轻恒星的特性之外，“哈勃”也在帮助我们了解占据银河系多数的老年恒星。尽管这些恒星中的许多和太阳一样极为普通，但是它们中的大部分要暗得多、质量也要小得多。正由于它们的质量较小，这些恒星更有可能会拥有行星、具有复杂的大气，甚至还会出现中心能源产能不足的情况，例如褐矮星。幸运的是，这些恒星中的许多都位于由引力束缚在一起的双星系统中，而双星系统对于探测恒星的物理性质具有得天独厚的优势。双星相互绕转的轨道可以用来推算它们的质量，并且由于双星系统中的恒星都被假设是同时形成的，因此它们也被假设拥有相同的年龄和金属性。因此在研究鲜为人知的恒星类型的时候，双星就显得特别有用。但不幸的是，绝大部分的恒星都非常遥远，所以在照片中无法把一个双星的两颗子星分开，这就很难来测定他们的轨道、光度、颜色和光谱。当双星中的一颗恒星是低质量恒星时，它就会比另一颗恒星要暗得多，这使得对它们的测量变得难上加难。而低质量恒星正是最复杂、也是我们知道最少的恒星。但是，由于“哈勃”具有极高的空间分辨率、稳定的像质和黑暗的天空背景，双星的这些特性在它的眼中可以被很容易地测定。因此通过识别出第一个褐矮星双星、建立低质量恒星的质量-光度关系、对褐矮星质量进行动力学测量、寻找不同寻常的T型矮双星以及限制低质量恒星的双星率，“哈勃”在推动我们对低质量恒星和褐矮星的认识上起到了关键作用。同时“哈勃”也是在年轻和年老星团中确定低质量恒星和褐矮星数量的重要工具。 但即使对于为数更多的普通恒星，“哈勃”同样也给我们带来了许多惊喜。在过去的那个世纪的绝大部分时间里，天文学家们相信在球状星团中可以找到最简单的恒星集合，而球状星团则是由上万甚至上百万颗恒星在引力束缚下形成的致密星团。球状星团中的恒星被认为是从同一片星云中同时形成的，这就使得它们具有相同的年龄和化学组成。但是，由于球状星团中恒星的密度实在太高限制了对其内部单个恒星的测量，唯有使用哈勃空间望远镜才能把球状星团中的单颗恒星分解开。最近，凭借其极高的测光稳定性和高分辨率，“哈勃”发现有一些球状星团具有远超出我们先前预期的复杂性。球状星团中的一些恒星会通过多次恒星间的相互作用而形成，并且星团中的某些恒星会具有与其他恒星不同的化学组成。虽然这是一个新发现，但是它已经撼动了球状星团维持了半个世纪的“简单天体系统”的称号。 恒星的死亡 在恒星中的氢耗尽之后，其中心的主要能源也会枯竭，于是恒星就会经历剧烈的演化。在这一演化中，恒星会急剧膨胀并且抛射出大量的物质，然后要么爆发要么慢慢地变暗，并且留下一个致密的残骸（白矮星、中子星或者黑洞）。 从典型的天文时标上来看，恒星演化的晚期阶段是惊人的短暂的。天文学家使用“哈勃”追踪了诸如船底座η这类快速演化恒星的质量损失晚期阶段，并且实时测量了恒星所抛射出物质的膨胀和变化过程。他们还发现了在麒麟座V838和超新星1987A中的“光学回声”现象，这一现象是由于恒星抛射出的壳层在膨胀的过程中反射光线而形成的。同样令人吃惊的是“哈勃”拍摄的行星状星云的照片，它们是低质量恒星抛射出大部分物质之后而形成的。和船底座η以及麒麟座V838类似，行星状星云也显示出了复杂的结构，其中一些还会在年的时间尺度上发生变化。最重要的是，尽管恒星本身是近似球形的，但是在观测到的这些恒星中没有一例其抛射出的物质是呈球形分布的。这种不对称性说明恒星损失质量的过程是相当复杂的，其中涉及到了由恒星自转、磁场和（或）伴星轨道共同作用下所产生的星风。 从“哈勃”对中子星的观测结果来看，即使是中子星这样看上去更为对称的天体也诞生自恒星非对称的死亡。中子星是大质量恒星超新星爆发之后留下的超高密度恒星残骸。尽管这些大质量恒星初始的质量要大于太阳，但是中子星的直径只有大约几千米，这使得它在光学波段上很暗弱。而中子星的光学辐射却是我们确定它温度和大小的重要手段，由此可以告诉我们许多有关其内部奇异核物质的大量信息。哈勃空间望远镜已经识别出了多个中子星的光学对应体，而且通过多次观测发现有一些中子星在银河系中的运动速度尽然可以高达惊人的每秒100千米甚至更高。这些观测暗示了，尽管初始恒星是球形，但是超新星爆发无疑狠狠地“踢”了中子星一“脚”，只有这样它才能以如此高的速度离开它的诞生地。 另外，“哈勃”的观测还在超新星爆发和神秘的γ射线暴之间建立起了联系。在“哈勃”刚发射的时候，人们还不清楚这些γ射线暴是来自我们的银河系内还是来自银河系之外。随后的卫星观测证实了γ射线暴发生在银河系之外，而“哈勃”对其余辉的观测则把这些暴发锁定在了河外星系中的大质量恒星形成区。由此“哈勃”也令人信服地证明了这些剧烈的爆发和大质量恒星死亡的直接联系。而由这些观测所引发的理论研究则显示这些爆发可以解释在最古老的恒星上所观测到的反常元素丰度。 黑洞 导致超新星爆发和γ射线暴的爆炸也会产生黑洞，当恒星的物质坍缩到史瓦西半径以内时黑洞就形成了。对于和太阳类似的恒星，如果它们要坍缩成黑洞的话，它们的半径就要缩小超过200,000倍到3千米左右。当一个大质量恒星耗尽了能量就会发生坍缩，并且它的物质可以在引力的作用下坍缩入史瓦西半径以内，于是就会形成一个连光都无法从它表面逃逸的致密天体——黑洞。尽管黑洞的名字中有一个“黑”字，但有时它吸积物质所产生的高温却能引发了一些天体物理中最明亮的现象。然而，也有很多黑洞确实是“黑”的，它们的存在只有通过它们对周围物质的引力作用才能得知。 寻找黑洞的关键是要在非常小的空间内发现有大量的物质，而质量可以通过黑洞对其周围天体运动的引力作用来推得。当这些天体运动得很快并且在小范围内其运动速度和（或者）方向有快速变化的话，就能推断出黑洞的存在。然而，我们必须在一个很小的物理距离内测量这些速度变化，以此来确保所测定的质量聚集在一个足够小的范围内，进而才有可能是黑洞。因此，即便是寻找距离我们最近的星系中的黑洞也需要哈勃空间望远镜高超的分辨率。 在过去的十几年里，“哈勃”已经革新了我们对黑洞的认识以及它们在星系形成中的作用。在“哈勃”发射的时候，超大质量黑洞一般被假设来解释遥远类星体不同寻常的高光度和光谱中的特殊谱线以及近距活动星系核的光度。然而并没有确凿的证据能证明类星体本身就是星系，或者目前所有星系中有早期类星体所留下的黑洞。一些地面的观测强烈地暗示，一部分距离我们最近的星系中心可能拥有大质量的致密天体，但是还远无法证实它们就是黑洞。 自从发射上天以后，“哈勃”就这些问题进行了系统的观测。“哈勃”最早的核心计划之一就是要建立起（由黑洞驱动的）类星体和星系之间的关系。之后，通过它们对周围恒星的引力作用，针对“哈勃”所获得的近距星系光谱的动力学模型证实了黑洞的存在。这些研究也导致了对十几个星系中央黑洞质量的可靠测量，揭示出了黑洞质量和星系核球质量之间极为紧密的联系。尽管之前的地面观测已发现了这一关系，但是误差要大得多。另外，对观测的分析还显示即使是没有明亮活动核心的“休眠”星系其核心处也有黑洞，由此证实了星系中央的超大质量黑洞是星系形成的一个普遍特征。 这个令人惊讶的结论还没有被彻底地搞清楚。黑洞是大质量恒星死亡的产物，因此它自身的质量相对较小，并且不太可能超过20个太阳质量。但与之形成对比的是，星系中心黑洞的质量可以达到太阳的几百万甚至几十亿倍，这就产生了“超大质量黑洞是如何形成的？”、“它们是怎样运动到星系中央的？”和“超大质量黑洞的质量是怎样和星系核球质量联系在一起的？”等一系列问题。“哈勃”的观测正在逐步地解开这些谜题。“哈勃”发现在一些球状星团中存在几万个太阳质量的中等质量黑洞，它们也许将来会被“吸”入星系的中心。但是也有一些没有核球的星系（例如，M33），没有证据显示它们的中心有黑洞的存在。“哈勃”的高分辨率也使得它可以观测到与中央黑洞类似或者其前身的结构，它在一些星系的中央发现了有稠密的核心星团的存在。而核心星团的质量则和星系的属性有关，这就让人怀疑这些星团最终会演化成超大质量黑洞。“哈勃”的观测已经证明，这些星团中只有一部分是盘状的，由此说明了气体吸积在星系中心大质量结构的形成中也起到了作用。 如果绝大多数的星系中央确实存在大质量黑洞的话，那么可以预期黑洞会影响其周围恒星的分布。由于星系的质量越大其中黑洞的质量也会越大，因此这一效应在大质量星系中会最为明显。“哈勃”最早的观测也确实发现了大质量星系和小质量星系中心恒星分布的巨大差异。尽管对这些差异也存在着疑问，但是后续的研究证实了这一发现。星系的中心会有两种截然不同的结构，大质量星系会有一个亮度分布均匀的“核心”，而小质量星系则有一个突出的明亮中心。一些模型预言，这些亮度均匀的核心是由于星系中心的两个黑洞所造成的，它们的相互绕转会驱散核心区里的恒星。尽管观测的这一现象可以用中央黑洞来解释，但是星系除此以外的许多特性也和中心亮度分布紧密有关，例如星系的整体形状（盒状还是盘状，三轴椭球还是轴对称）以及它的内部运动（旋转还是不旋转）。这些现象可能比中央黑洞本身的性质还要重要，因为它们似乎和星系整体的形成过程有着紧密的联系。 星系演化 在“哈勃”发射时，天文学家长久以来一直看到的是现代星系相似而又规则的形状。然而，还有一些长时间存在的问题还有待回答，例如星系的这些形状是如何形成的、它们又是怎样随着时间演化的。从总体上说，只要观测远距离的星系就能回答这些问题，原因是这些遥远星系发出的光要经历几十亿年才能达到我们。因此，看得越远就能看到越年轻的星系，就能回到越早期的宇宙。但不幸的是，由于地球大气造成的干扰，这些遥远的星系在地面望远镜所拍摄的照片中都是无法分辨的斑点。 但自从有了“哈勃”之后，天文学家第一次看到了年轻星系的形状和结构，而它们看上去又是那么得惊人。与我们在今天看到的旋涡星系和椭圆星系不同，“哈勃”所拍摄的哈勃深空区以及超深空区的照片揭示出了大量的星系。  哈勃深空区照片显示，年轻的星系是通过小星系逐级并合而形成的。因此“哈勃”所拍摄的这些照片成为了建立现代星系形成模型的关键，在这些模型中星系的物理特性是由其连续并合和吸积物质而决定的。同时通过综合“哈勃”所拍摄图像和光谱，对星系团的研究也显现出了并合在更大的尺度上的作用。只有在拥有“哈勃”的情况下我们才能测量演化中的年轻星系的复杂结构。 同时，在建立这些模型的过程中测量哈勃深空区中星系的相对距离就成了关键。测量相对距离需要对单个暗弱的星系进行费时的光谱观测。尽管这些观测会消耗“哈勃”有限的资源，但是天文学家们在拍摄深空区照片上去投入了前所未有的资源，而在对深空区中星系的光谱观测上也不例外。这些光谱观测的结果在建立星系颜色和距离之间的关系上起到了至关重要的作用。这一被称为“测光红移”的技术是从近距星系上发展起来的，但是只有在有了哈勃深空区观测以后它才被确认是一种测量最遥远星系的可靠途径。自从在哈勃深空区中确认了这一技术之后，为了避免耗时的光谱观测，测光红移方法开始被大范围地用来测定星系的相对距离。测光红移也使得天文学家可以估计出那么非常暗弱而根本无法进行分光观测的星系的距离。测光红移最早也被用在了哈勃深空区自己身上，结果显示宇宙中绝大多数星系形成的时间也正是宇宙中恒星开始大量形成的时间。 除了研究遥远的年轻星系以外，“哈勃”还研究了星系形成过程中遗留下来的蛛丝马迹。这些蛛丝马迹就暗藏在星系里的恒星之中。从地面上看，一个星系模模糊糊地聚集了几十亿颗恒星。但是当你在“哈勃”的高分辨律下看，模糊的星系影像就变成几百万个的点，单个恒星在照片中被分离了出来。这些恒星的颜色和亮度包含了它们年龄和化学组成的信息，使得天文学家可以推测出星系中的恒星形成历史。 有了“哈勃”提供的高空间分辨率和稳定的测光能力，高精度的测量便成为了可能。天文学家们已经观测到了星系中由最年老恒星所组成的结构，进而追踪到了星系形成最早期。他们还用“哈勃”观测了近距星系星系盘中的恒星形成，由此在超过几亿年的时间尺度上追踪了恒星形成的详细演化过程。 宇宙学 “哈勃”最广为接受的成功无疑是在宇宙学领域。宇宙学的目的是测量并且了解宇宙最基本的大尺度特征，例如宇宙的年龄、组成和大小。这些量的限制主要来自天文观测，这也是唯一能在宇宙演化和结构的基础上测量宇宙距离和年龄的办法。 有多种办法可以测量宇宙的年龄。最保险的办法就是测量我们今天已知的最年老恒星，它们给宇宙的年龄设定了一个最可靠的下界。为了确定一群恒星的年龄，最理想的办法是找一个同时形成的星团。由于质量越大的恒星演化得越快——质量最大的恒星很快就演化成了超新星、中等质量的恒星（就像太阳）则会演化成行星状星云并且留下一颗暗弱的白矮星、低质量恒星的寿命则会和宇宙的年龄一样长，因此星团中的恒星会处于不同的演化阶段。而星团的年龄则可以从星团中还剩下的恒星的质量来得出。 针对白矮星，“哈勃”使用这一方法进行了一系列的观测。在形成以后，白矮星的中心便不再具有能源。因此它会渐渐地冷却，它的温度和亮度也会按照理论模型计算出的速率下降。通过比较理论模型和观测到的白矮星亮度分布就能推算出白矮星的年龄，进而为白矮星的年龄给出一个牢固的下限。然而，由于白矮星非常暗弱，因此很难和其他的恒星区分开。一个聪明的办法是，天文学家通过“哈勃”进行重复的深度观测，以此来从前景和背景恒星中分离出星团的成员星。原因是星团中的恒星都具有相同的速度，因此它们在两张不同时间拍摄的照片上会发生些许的位移。而这些位移会和前景以及背景恒星有着明显的不同，所以即使对于星团中亮度非常暗的成员星也能被很好地识别出来。由此对白矮星的亮度分布测量就会变得极为精确，进而可以在不依赖于高红移下的不确定观测或者其他基本假设的情况下为宇宙的年龄提供一个可靠的下限。而这一方法唯一依赖的是我们对恒星物理的认识，这就使得它可以对宇宙学基本测量进行独立的检验。而这一测量离开了“哈勃”的高分辨率和高测光（和天体测量）稳定性是无法实现的。 另一个测量宇宙年龄的独立方法是“哈勃”通过造父变星的距离来测量哈勃常数。除了为宇宙提供基本的距离尺度以外，哈勃常数的值也直接和宇宙在今天的膨胀速度有关。因此它的值对于从今天反推到大爆炸就显得极为重要。 考虑到哈勃常数给出的仅仅是今天的宇宙膨胀速率，因此还必须要用天文观测来限制宇宙过去的膨胀过程。而我们对宇宙过去膨胀速率的认识在研究了高红移超新星的亮度之后发生了一场革命。距离越遥远的超新星应该越暗弱，而这种亮度随距离变暗的方式则直接依赖于我们所处的宇宙模型。对遥远超新星的观测显示，它们看上去比预想的要暗。而超新星的光度我们是清楚知道的，因此它们在亮度上表现出的暗弱就说明它们的距离要比我们早先预期的要更为遥远。如果这确实属实的话，就意味着宇宙的膨胀速度要远快于任何一种仅仅包含物质的宇宙模型的预言。这一“暗能量”或者“宇宙加速膨胀”的证据是20世纪90年代末最重要大的科学发现之一。 “哈勃”在发现和监测深入宇宙早期的遥远超新星方面起到了重要的作用。地面上的望远镜由于超新星本身亮度低以及其所在星系的干扰，因此很难在这样遥远的距离上发现超新星。然而有了“哈勃”，超新星就可以干净地从寄主星系中分离出来，进而可以测定它的亮度。这些被精确测定的亮度可以用来限制超新星的距离，进一步可以限制宇宙早期膨胀的属性，也为暗能量模型提供一个强有力的限制。 对暗能量的超新星测量说明，暗能量占据了宇宙质能密度的绝大部分，但除此以外仍然还有大量暗物质的存在。尽管我们还不清楚暗物质的真实特性，但是我们可以通过间接的手段探测它的质量和分布。其中最成功的手段之一就是测量暗物质对背景星系影像所造成的扭曲。就像是通过玻璃杯来看东西，暗物质会弯曲穿过它的光线，产生一个扭曲的像。通常情况下这一效应非常微弱而无法被测量出来，但是对于暗物质高度聚集的地方，例如大质量星系团，这一效应就非常明显，并且可以在星系团周围产生许多弧状或者环状的结构。“哈勃”所拍摄的这些照片一直高居其所拍摄的最壮观的河外星系照片之列。 有了“哈勃”高分辨率提供的高精度，天文学家们已可以从观测到的扭曲影像重建出造成这一现象的物质分布。尽管无法直接看到暗物质，但这使得探测暗物质的分布就成了可能。这一技术最引人注目的使用是在最近对两个碰撞的星系团（子弹星系团）的观测上。由“哈勃”的观测重建出的暗物质分布显示了暗物质和星系团中气体的显著分离。就像两股碰撞的水流，气体在碰撞的过程中会停止运动，而暗物质和星系则会穿越彼此。这些观测漂亮地证实了暗物质并不与占据星系团中普通物质主导的气体成协，而且也说明了暗物质更像是一种只有参与引力作用而不参与电磁过程的“无碰撞”粒子。所以，尽管还不知道暗物质是什么，但“哈勃”的观测使得我们在大尺度上了解了它的行为和特性。 宇宙中的气体 虽然宇宙学告诉我们宇宙中的大部分质量是以暗物质的形式存在的，但是几乎所有的光都是从我们熟悉的普通物质所发出的。这些物质只占了物质质量一小部分，但是了解它们的组成和空间分布将会帮助我们回答许多天体物理的有关问题。 普通重子物质中的大部分被认为是以气体的形式出现的，它们在天体物理光谱中可以产生发射线和吸收线。而这些谱线所在波长以及强弱可以用来限制气体的化学组成、温度、密度和压强。尽管从地面上获得气体的光谱已经是司空见惯的事情，但是许多光谱中最有用的特征却是紫外波段所特有的，而紫外波段又是只有在太空中才能观测的。 “哈勃”的紫外分光仪使得天文学家们可以探测气体的位置以及气体的质量是如何随着时间变化的。“哈勃”最早的核心计划之一就是通过由氢所产生的吸收线来测量和遥远类星体在同一视线方向上的（相对）近距星系中的气体分布。在这之前用同样的方法也研究了河外星系中气体的分布，但是只有在更大距离上才能来探测宇宙早期的特性。因此无法知晓气体的连续演化史留下了一大块空白。此外，当要在如此遥远的距离上进行研究的话，我们对这些气体会和什么样的天体联系在一起还知之甚少。这些气体是被束缚在星系里的吗？或者它们是分布于星系之间的？只有通过“哈勃”的紫外观测能力才能搞清楚现今这些气体的总量和分布。由此才有可能建立起一条贯穿从宇宙早期一直到现在的气体演化“链条”，并且解释在其他近距星系中所观测到的吸收线。这些早期的研究显示，当气体被吸积进入星系之后会快速地演化，并且存在不同的吸收气体云，其中一些清楚地和星系成协，另一些则位于“宇宙之网”中。最近“哈勃”的紫外分光仪发现了量更大的气体，而数值模拟和随后美国宇航局远紫外分光探测器的观测显示它是一团包围着近距星系的高温、弥散等离子体。这些电离气体所包含的质量甚至比目前已知的恒星和低温气体的质量还要大。 除了研究从宇宙之网到星系间气体的运动之外，“哈勃”也被用来详细地研究了单个星系（尤其是银河系）中气体的特性。对近距恒星的紫外分光观测发现了由银河系中几十种不同元素所产生的吸收线。通过分析这些吸收线的强度，天文学家详细了解了不同元素是如何通过恒星被抛射出进入气体云的以及它们又是如何被吸入固体尘埃颗粒的。跟踪这些变化将有助于我们了解这些元素是如何在恒星内部形成的以及观测到的气体云中尘埃的特性。 天文学的新道路 除了对科学的直接影响以外，“哈勃”也在塑造天文文化中扮演了重要的角色。在许多科学领域中，数据是“私有”的，只属于进行这项实验的小组。地面观测所获得的数据在这方面也没有什么不同。然而，“哈勃”由于其特殊性，因此将其所获得的数据无限期地列为“私有财产”显然是不合适的。所以“哈勃”的数据在1年之后就会向所有人开放。这一举措无疑有效地放大了“哈勃”的影响力，使得为了不同的目的不同研究小组都可以来使用它的数据。 在拍摄占据了惊人观测时间的哈勃深空区照片上更是充分体现了数据的“非私有”化。在美国空间望远镜研究所的科学家处理完有关的数据之后，就立即向公众公布了照片。而天文界则随即使用他们各自不同的仪器设备、在不同的波段上对这一片天区也进行了观测。这样一种分享、公开数据的做法是史无前例的，同时它也为后面的许多大型天文计划树立了典范。目前几乎所有的天文巡天都会在项目运转的过程中向公众公布数据以及数据产品，而不是让数据成为少数项目提出人的“专利”。这一新的运转模式引发了一场天文学的“民主变革”，它使得来自小学校或者发展中国家的研究人员也能接触到全世界最好的观测数据。由哈勃空间望远镜监管委员会制定的这些政策则是推动这一变革的关键性步骤。 “哈勃”的未来 得益于即将进行的下一次维修任务，“哈勃”的未来将会是光明的。随着在紫外和近红外波段成像灵敏度的提高、紫外分光仪的升级以及对失灵仪器设备的更换，“哈勃”的观测能力将远胜于过去。即便天文学家在地面上可以通过自适应光学系统获得高分辨率的天体影像，但是它们仍然不具备“哈勃”所拥有的测光稳定性、紫外观测能力以及非常低的背景噪音。不幸的是，“哈勃”终将有退出历史舞台的一天，那时这扇光学和紫外成像的高分辨率窗户将就此关上至少达几十年。 （本文已刊载于《天文爱好者》杂志2009年第3期） |
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出自：Nature
发布日期：2009-01-01 扩展阅读
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