34个笔记

第四章

>> 天文学家们将采用用于探究恒星成分的方式来探究系外行星的大气：光谱学。当一颗系外行星运行到它的恒星前面的时候，一些星光将穿过它的大气层，并最终传播到我们的望远镜中。由于大气中的某些化学物质会吸收特定波段的光，所以我们根据最终得到的吸收线就能知道其大气中含有哪些成分。

>> 现在，你所呼吸的空气中有21%是氧气。即使是无所事事地坐着，你每天也要消耗550升氧气。在你的一生中，你将消耗超过1 600万升（也就是22吨）氧气。

>> 远离我们的光源会变得更红（红移），而靠近我们的光源则会变得更蓝（蓝移）。

>> 寻找其他恒星周围的行星——我们称之为系外行星——绝非易事。让我们换个角度来思考一下，如果有一个外星文明试图寻找太阳周围有没有适宜居住的行星，它们面临的是什么样的情况。太阳比地球大100万倍，并且会发出强烈的光，而地球自己是不会发光的，因此外星文明在观测太阳的同时几乎只能看得到离它最近的另一颗恒星。这颗行星位于半人马座，距离我们约40万亿千米（4.2光年）。寻找系外行星就像是在一个巨大的闪闪发光的干草堆中寻找一根小小的黑色的针，而且由于距离非常遥远，有时你甚至连干草堆都不一定能看得见，更不用说堆中的这根针了。

这一难题促使天文学家发明了一些巧妙的方法来寻找这些无法被直接观测到的系外行星，凌星法就是其中最常用的方法之一。如果一颗系外行星正好从它的恒星和我们之间穿过——就像金星凌日那样——它就会遮住这颗恒星的一部分光芒，使其在短时间内变暗。

用这个看似简单的方法——行星有时会挡住恒星的光芒——我们可以了解到系外行星的大量信息。这颗行星越大，它挡住的光就越多，恒星在此期间也就越暗。而当我们观测到多次凌星发生的间隔相同时，这个间隔的时间就是这颗行星围绕恒星运行的周期。周期越长，它与恒星之间的距离也就越远，我们就能以此来判断它是否位于宜居带。

>> 图4-6 宜居带是恒星周围的一片非常狭小的区域，这里的温度允许液态水存在，其确切位置取决于恒星的温度

>> 爱因斯坦认为，时空是一种连续的结构，当它被大质量物体弯曲时会产生引力。但是在量子力学中，没有任何东西是连续的。

>> 物理学家们非常重视这些问题，并且一直试图将量子力学和广义相对论结合成一个理论——一个可以用于解释宇宙万物的通用框架，从最小的亚原子粒子到最大的超星系团全都适用，这就是万物理论。

>> 也就是说，黑洞并不完全是黑的，它们会以霍金辐射的形式发出极为微弱的光芒。

>> 爱因斯坦–罗森桥有一个更为通俗的名字：虫洞。这个名字来源于虫子在苹果中运动时做出的选择，它既可以选择从苹果的表面爬到想要去的地方，也可以选择在苹果内部穿行一段更短的路径。我们常常在科幻小说中见到作为时间和空间上的捷径的虫洞。

>> 如果说黑洞是一个你永远无法从中逃离的存在，那么白洞就是你永远无法返回的地方。黑洞只进不出，而白洞只出不进。不过目前，白洞还只是理论性推测，只存在于爱因斯坦广义相对论的数学推导中。

>> 时间流逝的速度会随着时空扭曲程度的不同而改变，如果你靠近一个重物，你的时间就会比别人的时间流逝得更慢。

>> 爱因斯坦早在1915年提出广义相对论时就预言了引力波的存在，但是我们却用了整整100年才第一次探测到它的信号

>> 如果你太靠近黑洞，就会被它的引力永久地困住，不管多大的推动力都不能让你摆脱它的魔爪，而这个无法逃离的边界被称为“事件视界”。当跨过这条边界的时候，你可能都没觉得有什么不对劲儿的地方，但是这会改变你的命运。假如你的脚先跨过事件边界，那么黑洞对你的脚的引力比对你的头的更大，并且二者之间的差异最终会超过原子键的强度，这时你会被拉长，物理学家称其为“意大利面条化”。

那么，当你被黑洞扯成一根长长的意大利面的时候，你会落入何处呢？这是现代物理学中最棘手的问题之一。根据爱因斯坦的广义相对论，严格地说，恒星的核心最终会坍缩成一个体积无限小、密度无限大的点，我们称之为“奇点”，空间和时间都在此处完结。我们通常认为，落入黑洞的物体都被吸入了奇点。

图4-4 质量最大的那些恒星在死亡时会形成一个将时空扭曲到极限的黑洞，任何东西都无法从中逃脱

>> 一个天体体型越大，物质排列越紧密，其逃逸速度就越高。从木星、太阳到白矮星、中子星，它们的逃逸速度是依次递增的。然而，最大的那些恒星的核心坍缩之后会形成一个密度极高的物体，其逃逸速度甚至比光速还要高。因为没有什么能比光传播得更快，所以也没有什么东西能从这些“黑洞”中逃脱。这就是它们名字的来历——所有的光线都被它们吞了进去，所以它们看起来是黑色的。

>> 物体通常在离地之后总会再落下来，除非你的速度超过一定数值。如果你能以每秒11千米的速度从地面上跳起，你就可以逃脱地球的引力。科学家至少要以这样的逃逸速度发射火箭才能将飞行器送入太空。

>> 值得庆幸的是，迄今为止人们发现的所有伽马暴都离我们非常遥远。不过一旦有伽马暴从太阳系中穿行而过，就会给我们带来毁灭性的灾难。虽然这件事发生的可能性非常小，但是如果地球真的被击中，我们的臭氧层就会被完全摧毁，而这将导致地球上的生物大规模灭绝。

>> 伽马暴在极短的时间里散发出的能量比太阳一生中释放的能量加起来还要多，即便远隔数十亿光年也能看到它那耀眼夺目的光芒。

>> 你的身上戴着哪些首饰？金、银、铂这些元素都是在超新星爆炸（以及中子星相撞）中产生的，而我们血液中的铁以及通过血液送往全身各个部位的氧都是在大质量恒星内部通过核聚变生成，再通过超新星爆炸送往宇宙各处的。如果没有超新星爆炸，就不会有我们的存在。

>> 作为巨大恒星的垂死挣扎，一次超新星爆炸绽放出的光芒相当于100亿个太阳，释放出的能量比它一生中所释放的所有能量加起来还要多。

超新星爆炸开始于红超巨星的中心形成的致密铁核。由于无法抵抗引力的作用，该核心会在不到一秒的时间内以接近1/4光速的速度迅速坍缩，而这一过程会同时向外以几乎相同的速度发出冲击波，将恒星的外壳撕裂并爆炸开来。

爆炸的力量使得一些原子撞入别的原子中，形成了比铁还要重的元素。超新星将此前由核聚变产生的元素以及在爆炸中产生的元素统统送入星际空间，这使得分子云中的元素变得更加丰富，之后这些元素便会成为新形成的恒星和行星的一部分。

>> 1054年，中国的天文学家记载了一颗意料之外的星星，他们称之为“客星”。它看起来像是在天空中的某处突然出现，并且在长达一个月的时间里，人们都可以在白天看到这颗星星。之后，它渐渐暗淡，大约两年后彻底消失。

>> 而当碳被耗尽之后，恒星核心会进一步收缩，温度再次上升，氧开始聚变成硅和氖。而这一过程会循环往复地不断进行——每当一种元素被耗尽时，核心就会收缩，然后温度上升，核聚变继续生成新的元素。这一过程也变得越来越快，每一个阶段都比上一个阶段更短暂，一颗巨大的恒星可能需要1 000万年来使氢聚变成氦，却只需要一天就能使硅聚变成铁。

>> 质量在8~10倍太阳质量范围内的恒星有着不同的演化方式，尽管最初的过程是相似的，但最终还是会产生巨大的差异。起初，它们会膨胀到比红巨星还大，红超巨星的直径至少是太阳的1 000倍。它们也比红巨星要亮得多，我们在夜空中所能见到的最亮的一些星星，比如猎户座的参宿四和天蝎座的心宿二，都是红超巨星。

>> 随着年龄的增长，恒星消耗的氢越来越多，终有一天它们核聚变的速度会开始下降，这意味着它们的核心无法产生足够能量以对抗引力，于是核心收缩，温度升高，聚变速率再次加快。而这就是主序星不断经历的过程，太阳自形成以来已经处于这一过程长达46亿年，其亮度相比刚刚诞生时增强了30%。

太阳在随后的漫长岁月中会变得越来越亮，越来越热。10亿年之后，地球上的温度将会上升到100摄氏度以上。海水在这样的温度下会开始沸腾，而我们生存的家园在那时将成为一片没有生物的焦土。赋予万物生命的太阳最终将成为所有生命的终结者。

而在50亿年之后，太阳核心处的核聚变将完全停止，太阳核心急剧收缩，此处的温度将从1 500万摄氏度飙升至约1亿摄氏度。核聚变过程将在超高温核心周围的外壳中重新启动，而这标志着太阳开始脱离赫罗图中的主星序。

重启的核聚变产生的能量注入太阳之后，会使其外壳膨胀到现在直径的100倍。水星将被太阳彻底吞没，金星也可能无法幸免于难。随着能量在越来越大的表面上扩散，太阳会变成红色，此时的它已经成为一颗“红巨星”，其亮度将会比现在高出2 000多倍。到那时，太阳散发出的热量可以轻易地熔化地球上的金属，甚至地球本身有可能被拽进太阳的外壳中。

>> 天文学家可以通过观察恒星的化学成分来判断它的年龄。最古老的恒星中只有氢和氦，因为它们形成时宇宙中只有这两种元素。而最年轻的那些恒星则是在宇宙中的元素更为丰富的时候形成的，因此它们的化学成分也更加多样化。因此，天文学家通常会测量恒星的“金属丰度”。与化学中的概念不同，天文学家将氢和氦之外的所有元素都视为金属元素。一颗恒星的金属丰度低代表它是一颗古老而原始的恒星，金属丰度越高，恒星就越年轻。太阳的金属丰度为0.02，即氢与氦之外的其他元素占太阳质量的2%。

>> 表4-2 恒星的光谱型与质量的对应关系

[插图]

天文学家还可以用斯特藩定律来计算恒星的大小。该定律以物理学家约瑟夫·斯特藩（Joseph Stefan，1835—1893）的名字命名，他提出一个有热量的物体每秒辐射出的能量取决于其大小和温度。

>> 图4-2 天文学家注意到恒星的质量与其亮度（光度）之间存在严格的对应关系，这令他们得以通过亮度来计算新发现的恒星的质量

表4-2 恒星的光谱型与质量的对应关系

天文学家还可以用斯特藩定律来计算恒星的大小。该定律以物理学家约瑟夫·斯特藩（Joseph Stefan，1835—1893）的名字命名，他提出一个有热量的物体每秒辐射出的能量取决于其大小和温度。对于一颗恒星来说，每秒辐射出的能量指的就是它的光度，再加上根据颜色得到的温度，我们就可以根据斯特藩定律来计算恒星的大小。

>> 如果要计算一颗新发现的恒星的质量，天文学家需要测量其视星等，利用我们与这颗恒星之间的距离来计算其光度（绝对星等），再根据质光关系即可求得结果（见下页表4–2）。

>> 恒星的大小和质量各不相同，不过天文学家发现恒星的光度与其质量之间存在着严格的对应关系，这被称为质光关系（见下页图4–2）。恒星质量越大，其固有亮度（绝对星等）就越大。

>> 赫罗图是天文学中的一个标志性图表，它揭示了恒星的绝对星等与颜色（即光谱型）之间的关系。

>> 太阳的光谱型是G，因此宇宙中绝大多数恒星都比它更冷。夜空中最亮的O型恒星是猎户座腰带上的参宿一，而M型恒星太过暗淡，我们用肉眼是看不见的。

>> 我们要怎样才能得知恒星到底有多远呢？对于那些离我们很近的恒星，包括许多夜空中能见到的恒星在内，我们都可以使用视差法来计算它到我们的距离。

>> 天文学家提出了另一套描述恒星真正亮度的系统，叫作绝对星等。这种方法是把一颗恒星放到离我们32.6光年的地方之后再计算它的视星等，绝对星等每一等之间亮度的差距与视星等相同。

>> 夜空之中最明亮的物体并不是恒星，满月（–12.74）、国际空间站（–5.9）、金星（–4.89）、木星（–2.94）、火星（–2.91）都比恒星更亮。最亮的恒星是视星等为–1.47的天狼星。

  第4章 恒星

>> 天文学家有一套描述一颗星星亮度的系统——视星等。这个系统建立在织女星的亮度之上，那是夜空中最明亮的恒星之一。织女星的亮度被定义为零等，所有视星等为负数的星星都比织女星亮，而视星等为正数的星星则比织女星暗。在这样的计量尺度中，每一等之间的亮度大约差2.5倍。比如，一颗视星等为–1.0的星星的亮度是织女星亮度的2.5倍，而对一颗视星等为+2.0的星星来说，织女星的亮度是它的6.25倍（也就是2.5×2.5）。