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焯逦锢硌О判矶嘧钭彻鄣奶煳南窒蠛吞煳难Аǘ镌啊ㄖ泻芏嗖谎俺５某稍薄Ｎ死斫庥钪嫔湎叩闹匾庖逍枰哉飧觥ǘ镌啊ǖ奶匦苑段В╮ange）进行探索。这是一场大灾变在其中扮演重要角色的戏剧。活动星系、超新星和中子星统统朦胧扮演上场。请允许我们在深入探讨这片未知领域之前，首先考察一番整个宇宙的现代图像。
我们在宇宙中所处的位置
我们的太阳坐落在一个巨大旋涡星系的偏向一边的地方。这个星系就是银河系。它是一个聚集着1000亿颗恒星，直径达8万光年的圆饼状结构。银河系的构造很有趣，中心部分稍微鼓胀，四五条旋臂形成星系的旋涡形状。天文学家已经测出这个星系在绕着中心转动。太阳沿其轨道旋转一圈须用去2亿年，运行的速度快得难以令人置信，竟高达每秒钟230千米。银河系是一个看来普通的星系，它包含着各个生命阶段的恒星。许许多多新的恒星正在旋臂中孕育形成，那里仍然有充足的气体和尘埃，不断成为种子物质。另外，星系的中心呈现出发红的老恒星过剩的样子，表明星系中心比外围区域恒星开始形成的更早些。
天文学家于1918年测定了太阳和地球在银河系中的位置。仅仅几年之后，他们就开始看到更加广阔的景象。20世纪20年代早期，美国天文学家V·M·斯莱弗（Vesto Melvin Slipher）发现了星系的〃红移〃，开创了宇宙大小尺度的研究。当时普遍认为大多数恒星都属于我们银河系。天空中现在已知是另外星系的那些暗弱的小小斑点，当时也认为是属于银河系的部分。把它们称作星云，混同于超新星爆发后留下的云状物，以为它们同恒星养殖场有联系。例如，由于不知道实际的距离而把和我们相邻的仙女座星系认为是仙女座星云。但为什么产生红移呢？1842年，奥地利物理学家克里斯琴·多普勒（Christian Doppler）首先描述了现今以他名字命名的效应。随着列车开近，列车鸣笛声调变高。这种我们熟悉的现象是由于运动中的声源，使声波压紧而造成的。压紧的声波波长缩短而频率增高或声调升高。列车离去时产生相反的效应——拉疏的声波使频率减小或声调降低。频率改变的量级直接联系着列车的速度。这就是多普勒效应。光源的运动也会观察到这种效应。斯利弗在从星云射来的光线中探寻着多普勒效应。
他利用摄谱仪（实际上是一块玻璃三棱镜）把遥远星云射来的光线分解成不同组分的波长。他注意到，具有特定样式的光谱特征并未落到预期波长处，而那些波长数值原本是在实验室中测出来的。它们既能向光谱的红色一端移动——〃红移〃，这里出现波长增大表明光源正在远去；也能向光谱的兰色一端移动——〃兰移〃，光源正在接近。斯利弗避开银河系最密集的恒星带部分而把注意力集中在星云上。他的第一个目标是显眼的仙女座星云，检测出它呈现兰移，而大多数其他星云都呈现红移。一般说来，斯利弗发现暗弱星云正在远去，或者叫做退行，速度极快。然而，银河系最密集部分以内的星云，其光谱位移却很小，并似乎红移与兰移恰好相等。
20世纪20年代末，另两位美国天文学家E·哈勃（Edwin Hubble）和他的助手M·赫马森（Milton Humason），完成了再次进一步洞察宇宙的工作。赫马森使用25米直径的威尔逊山望远镜在7年的时间里取得超过100个暗弱星云的照片。赫马森在威尔逊山天文台建设时期原来是一个赶骡车运料上山的赶车人，终于被提升到守门人的位置，最后成为一位望远镜光谱学家。他所做的仔细而不辞辛苦的工作包括，从拥挤的恒星场中挑选出暗弱星云，然后把望远镜的入射狭缝定位到星云上。遥远星云微弱的光斑既暗弱又模糊，照相曝光时间必需长达数小时直到好几夜。当今，现代望远镜上已经用上优秀的跟踪机构，星象追随任务变得非常容易。然而，那时有着献身精神的赫马森必须在漫长的寒夜里连续不停地检查望远镜的对准和调准狭缝的位置。幸运的是，他的全部工作都没有白废。
哈勃和赫马森既利用取得的光谱测定了星云的速度，还试图采用称做赛弗特变星的特殊恒星测定我们到星云的距离。这种恒星的亮度变化很有规律，其他天文学家对邻近赛弗特变星的观测指出，通过测得它们的平均亮度和亮度变化频率就能算出赛弗特变星的距离。1923年10月6日夜里，哈勃在仙女座星云中发现了一颗赛弗特变星。使他无比惊奇的是，他算出到仙女座星云的距离是100万光年（后来改正为稍远于200万光年），同银河系的直径约8万光年比较，这一距离要比银河系的尺度大得多。直到此时，天文学家们才确信许多星云并不是本地气体云，而是遥远的星系，有的就和我们银河系类似，有些更小，也有更大的。仙女座星云于是立刻变成了仙女座星系。
哈勃和赫马森已经取得很多星系的距离和速度的数据。他们发现较近的星系有些呈现红移，有的像仙女座星系那样显示兰移。这表明本地星系运动复杂，被邻近的星系施以引力作用的效应显著。然而，更远的星系却全部向远处飞奔！运用经典多普勃方程，由红移算出退行速度，这个表观速度正是星系离开我们的速度。当哈勃画出星系退行速度随距离变动的图解后，他发现了当今称作哈勃定律的直线关系。星系距我们越远，它的退行速度越快。使他特别惊奇的是，任何方向上星系都在退行并能达到很大的速度。距我们1亿光年远的星系正在以每秒钟1500千米（500万千米/小时）的速度逃离而去！哈勃发现宇宙在膨胀。
大爆炸理论
为什么星系背离我们向四面八方飞奔？我们处在宇宙中的一个特殊位置上吗？宇宙有多大？这就是哈勃的天文工作发现对后来数十年间在广泛的社会民众中引起的一些问题。在开始提出过许多不成功解释之后，大爆炸理论对宇宙膨胀给出合理解释。大爆炸理论还能圆满说明为什么宇宙中包含着如此大量的氦，以及为什么我们淹没在充满整个宇宙的微波辐射的海洋中。
大爆炸理论最初是在1946年，由乔治·伽莫夫（George Gamow）、拉尔夫·阿尔芬（Ralph Alpher）和罗伯特·赫尔曼（Robert Hermann）提出来的。许多后继者逐步使得这个理论更加精炼。这个理论的大前提是宇宙有诞生之时。当今我们确信，宇宙是在100亿到200亿年前，从一个极端强烈的火球开始生成的。那次事件的爆炸性质激起膨胀过程，当然不是按照一般熟悉的爆炸方式。事件本身很难刻画，为了便于想像，这里提出一个经典类比来说明宇宙膨胀过程——膨胀中的气球。想像有一个表面贴有许多硬币的气球，每个硬币代表一个星系。这里我们把整个宇宙限定在气球表面。（这种类比的主要问题是用二维表面代表三维宇宙！）随着吹大气球，〃星系〃间的间隔增大。想像我们站在其中一个硬币上。将看到每个其余硬币都离开我们远去，而且越远的硬币向远方运动得越快。这里完全类似于哈勃对实际星系观测到的情形。显然，无论选定站在哪个硬币上，出现的情况都完全相同，不存在特定星系，也不存在特定的宇宙中心。宇宙从无到有到胀大，恰似气球经历空间膨胀。
对星系的观测发现，离我们非常远的星系的红移（或相对于我们的退行速度）与其距离成正比例地增大。距离加倍给出的红移也加倍。可以表示成〃退行速度=H×距离〃。H是一个不变的数字，称做哈勃常数。H的准确值尚未取得一致认可，其数值大概为20千米/秒/百万光年。
有些科学家大胆想像了大爆炸以前发生过什么。X射线天文学家赫伯特·弗里德曼（Herbert Friedman）曾向我们提出对圣·奥古斯丁（St Augustine）的问题〃上帝创造天地前做什么〃作何评说。基督教教堂一位早期领袖随后回答说：〃他在为提出如此高深问题的人准备地狱！〃而科学家的回答是，大爆炸前发生过什么的问题本身没有意义。那里，就像还不存在空间一样，也不存在时间，历史时钟是与空间从无限小而且无限密的火球开始膨胀的同一瞬间启动的。我们只能测算宇宙膨胀的当前速率，以及推测那个宇宙创生时刻在多久以前。
总而言之，如果我们知道了其他星系对于我们星系远离得有多快，又知道了它们之间的距离有多远，就能估算出在多久以前它们都在同一个点的位置上。虽然可以从光谱测量直接了当地算出那个星系的退行速度，但测定它的距离却比较困难。尤其是对非常远的星系，其距离更难测量，那里不可能挑选出像赛弗特变星这样有用的距离标准。结果就在制作退行速度随距离变化的哈勃图时，形成不确定性因素，并带到当前的膨胀速率之中。不过，总是经常意识到存在着这些困难，有助于对这一常数做出较好的估算。天文学家算得宇宙年龄约在100亿年到200亿年之间。通过某些来龙去脉的联系，我们得出太阳以及我们地球的年龄约有45亿岁。
宇宙年龄是有限的，这就解决了一个在天文学中已知的非常古老的问题——奥尔伯斯佯谬（Olber's Paradox）。简而言之，该佯谬思虑的问题是〃为什么夜空是黑暗的〃。我们将认识到，如果宇宙无限大而且无限老，则夜空就不应该是黑暗的。约在19世纪60年代德国天文学家奥尔伯斯重新讨论这一问题后，该问题被命名为奥尔伯斯佯谬。早在17世纪，即牛顿和开普勒时代，或许就初次提出了这个问题。
牛顿对宇宙的看法是，所有天体都是静止的，空间范围无限大。他是当时这个流行观点的伟大信仰者。他认为，这种观点对他提出的新万有引力理论是必需的。如果宇宙不是无限大，对全部物质来说必定会有中心和边界，重力势必把物质引向中心。结果最后会合并成一大块单独的物质。但是，由于每颗恒星都经受着来自四面八方的引力，所以没有出现那样的尴尬结局。
J·开普勒（Johannes Kepler）是17世纪的著名天文学家，他去世后没有几年，牛顿就出生了。开普勒曾有个不同观点，认为假如宇宙的范围无限大，就会在天空的任何部分都能见到恒星。天空将找不出黑暗空隙，夜空会变得十分明亮。那么，夜晚的天空是黑暗的，就是一个佯谬。开普勒利用这个佯谬，为宇宙不是无限大争辩。在19世纪60年代，包括奥尔伯斯的其他人的看法是，从非常远的恒星发出的光，已经被广阔空间中的尘埃区遮蔽。大爆炸理论却提供了与此不同而又十分简单的解释。如果宇宙的年龄只有150亿岁，则我们不可能看到距离比150亿光年更远的恒星。光速是有限的，这些恒星发出的光还没有足够的时间抵达我们这里。还用气球作类比，气球表面上可能分布着离我们比150亿光年更远的星系，但是我们看不到它们。因此，夜晚的天空是黑暗的。要实现无月之夜星空亮到户外能开始阅读报纸，需要等待到宇宙年龄更老更老之后。计算表明，当我们能看见1亿亿亿光年远处的恒星时，夜空才会变成白昼似的明亮！
火球的冷却遗迹
大爆炸理论从1946年提出后的20年间，只不过是许多宇宙学理论之一。然而，到了60年代中期，由于以到处弥漫的微弱辐射场形式存在的原始火球遗迹的发现，大爆炸理论跃升到显赫地位。出人意料的是，这种微弱辐射对最强大的宇宙射线竟具有巨大影响。对此，本书稍后将进行讨论。
1965年，美国AT&T贝尔实验室的A·彭齐斯（Arno Penzias）和罗伯特·威尔逊（Robert Wilson）正在使用巨型微波天线对来自天空的无线电干扰源进行研究。他们的研究计划是，使用这台天线系统把电视和无线电信号转播到卫星，以便实现横跨大西洋的信号传输。作为工作的一部分，彭齐斯和威尔逊引用来自银河系的无线电信号进行把天线灵敏度尽量提高的研究，因为此处的背景能对通讯发射构成威胁。他们发现，无论指向什么方向，接收器总收到一个持久的嘶嘶声，它是一个波长735厘米的微波信号。他们试用过各种除去这个噪声的办法。最初推测问题出在接收器上，有什么解释还能说明出现在所有方向上的同一个信号呢？他们用液氦冷却接收器部件和从天线喇叭里面清理掉鸽子粪便（彭齐斯把它称作〃可疑的白色介电物质〃）以后，烦人的嘶嘶声依然存在。
惟一的结论可能是，它是真的辐射，而且充满天空。贝尔实验室的这两位科学家赋予这种辐射的特性温度在25度到45度开尔文温标之间。换句话说，它是一种从其温度刚在绝对零度（0K＝…273℃，可能的最低温度）以上几度的物体发出的辐射。尽管极冷，辐射量却很大。彭齐斯和威尔逊计算出，人站在户外每秒钟会有1000万亿个这种微波光子打在头上！
也是在1965年，普林斯敦大学的一个理论物理学家小组，恰好也在进行AT&T天线站所做的工作。罗伯特·迪克（RobertDicke）和詹姆斯·皮伯斯（JamesPeebles）领导的这个研究组，对大爆炸模型很感兴趣，已在考虑用实验证实或打倒这个理论。伽莫夫和大爆炸理论的其他创始者曾认为，宇宙创始时的炽热火球遗迹现今也能检测到。当宇宙极早期很小很密的时刻，温度极高，飞行的光子在电磁频谱的X射线和γ射线范围。从那时起，随着宇宙膨胀空间在扩张，就像我们作类比的气球表面那样。空间扩张的结果是使光子的波长被拉长。波长拉长意味着光子具有较小的能量和较低的温度。
迪克和皮伯斯听到了彭齐斯和威尔逊的有关发现后就立刻进行联系。他们根据计算结果作出预报，由大爆炸存留下来的辐射遗迹当前具有恰好在绝对零度以上几度的特性温度。两篇论文，一篇由迪克和皮伯斯撰写，另一篇由彭齐斯和威尔逊撰写，几乎立刻同时完成。发表在1965年同一期《天体物理杂志》上。该项发现的新闻还登载在《纽约时报》首页上。彭齐斯和威尔逊说，直到这时他们才认清了所作观测的重大意义！后来两人共同获得了1978年诺贝尔物理学奖。
微波背景辐射的发现，把两三个竞争中的宇宙模型之一的大爆炸模型推进到首要地位。原始火球的纤弱痕迹的存在，为大爆炸理论增加了很重的分量，是火球解决了宇宙空间氦元素过剩的问题，这是20世纪四五十年代天文学家首先搞清楚的问题。恒星的确在核心中通过核聚变过程由氢合成氦，但是还有过多的氦不能用这个机制解释。宇宙开始创生的时刻，温度和密度类似于当前恒星内部的条件。所以，氦也必定在炽热的早期宇宙中到处都能产生，共同产生的还有微量的次重元素锂和铍。这些种元素同宇宙中其他元素，自膨胀开始就播种着第一代恒星与星系。
于是，大爆炸理论成功地解释了（或者说预言了）现代宇宙学的三大主要基石——宇宙膨胀，轻元素比率和微波背景辐射。多年来的各种观测，包括1992年COBE（宇宙背景探测器）卫星对微波背景辐射的精确测量，使大爆炸理论的地位越来越巩固。种种观测表明，宇宙背景辐射严格依照着理论预言的频谱非常均匀地分布在整个天空。已知这种辐射现今的特性温度是2。7，数值恰好在彭齐斯和威尔逊当初估算的〃棒球场〃内。
类星体与活动星系
宇宙是个极大的场所，用银河系的尺度（1000亿颗恒星聚集在8万光年直径的圆盘中）很难估量。据天文学家估计，在观测到的宇宙部分就有数百亿个星系！它们的尺度范围从麦哲伦云那样的恒星不规则聚集团块，到像我们银河系这样的旋涡星系，直到比银河系大十倍的巨型椭圆星系。除了用尺度外，还能根据它们强大的发射对星系分类，有些星系的发射强度远比数十亿普通恒星聚集起来大得多。它们极其巨大的能量输出使许多人想到，星系中心可能隐藏着超大质量黑洞。黑洞的无比巨大的引力是最显著的能量源泉。已知这类星系发出从无线电波到γ射线广大范围内总量极其巨大的辐射。对我们的论述尤其重要的是，据推测这些天体与最高能量宇宙射线的产生有关联。稍后再描述有关这些黑洞〃发动机〃的情况，这里首先按年代先后来讨论。全部各种星系的发现之中最让人迷惑的是类星体的发现。类星体研究是20世纪60年代的十年间的另一个研究热点。
1960年，在一次美国天文学会的会议上，A·桑德奇（Alan Sandage）报告了他对射电星3C…48的观测研究。这颗〃星〃是罗列在剑桥大学天文学家编制的第三射电源表（3C代表剑桥第三表）上的强射电源之一。桑德奇是在射电信号位置认证出可见光源的第一人（因此相应的光源称做光学对应体），桑德奇对看到的新现象深感困惑。不像许许多多其他3C天体，这个天体看起来的确不像星系。照相底片显示，这个类似恒星的天体有非常奇异的光谱，还包括桑德奇辨认不出从哪种元素或化合物发出的发射谱线！他把这项研究归入过于困难的一类存档放了两年。
同一时期，C·哈泽德（Cyril Hazard）领导的澳大利亚射电天文学家科研组，正对同一射电源表中的另一个源3C…273进行观测。由于早期的射电望远镜不能精密确定射电信号的天空坐标，没能找到这个射电源的光学对应体。碰巧1962年月亮从3C…273前面经过，哈泽德和他的合作者们准备好届时跟踪无线电信号的强度变化。这次〃掩源〃的准确时刻给出了这个射电源非常精确的位置，还显示该源实际上有两个发射点或叫做〃核心〃。两个核的发射一强一弱，距离间隔非常小，只有1/200度。哈泽德同他的研究小组仔细地对这一天区的照相巡天底片作了检查。在两个射电核心中较弱核心的位置上，他们找到一颗十分暗弱的兰星。
当时，哈泽德请求美国天文学家马丁·施密特（Maarten Schmidt）将200英寸帕洛玛光学望远镜瞄准这颗星。施密特能确认在另一个较强射电源核的位置有一微弱的发光喷流。这就足以证明它是一颗十分奇异的星！当施密特拍下它的光谱后，就更看到它的怪异。同两年前的桑德奇一样，他也�