天体物理学的世纪回顾与展望 | 蓝月 | 2000年8月第36卷第4期北京师范大学学报(自然科学版)
JournalofBeijingNormalUniversity(NaturalScience)Aug.2000Vol.36No.4
天体物理学的世纪回顾与展望
*何香涛 李庆康(北京师范大学天文学系,100875,北京;第一作者62岁,男,教授)
摘要 系统介绍20世纪天文学研究取得的伟大成就,包括爱因斯坦的相对论,以及哈勃定律、大爆炸宇宙学模型等.回顾了20世纪天体物理学的“四大发现”以及“四大疑难问题”,并对21世纪的天体物理学做了展望.
关键词 天体物理学;相对论;宇宙模型分类号
P14*国家自然科学基金资助项目(19873002)
收稿日期:2000-05-22
人类在漫长历史长河中,永远依存着自然环境.人不能脱离自然,自然哺育着人类的发展,人的思维也是首先来自自然.在人类的思维中,有一个永恒的科学主题,这便是宇宙.战国时期,尸佼给宇宙下过一个定义:“四方上下曰宇,古往今来曰宙.”的确,回顾人类的自然科学发展史,宇宙的影响无时无刻不在.换句话说,天文学在各种自然科学的发展过程中,始终起着先导性的作用.当人类跨入20世纪后,一切都发生了突变.科学之风吹开了人类智慧的大门.天体物理学在这100年中继续扮演着举足轻重和领先的角色.1 广义相对论只能由天文学观测来证实20世纪最伟大的科学家爱因斯坦于1905年提出狭议相对论论时,没有遇到任何阻力.当时的物理实验的矛盾,只能用狭义相对论去解释,但是,1916年广义相对论问世时,却被认为是“不可思议的”.此时正值第一次世界大战,身处德国的爱因斯坦的学说未能传播开来.直到战后,英国天文学家爱丁顿才亲自率队去西非洲普林西比岛观测1919年5月29日的日全食,测量星光在经过太阳附近是否真的会弯曲[1],而这种测量方法正是爱因斯坦本人建议的.测量结果,偏转度为1.61″,与爱因斯坦的预言相当一致,广义相对论从此被证实.验证广义相对论的主要手段还有水星近日点的反常进动(43(″)·(100a)-1)和引力红移效应,加上光线变曲现象,被称为广义相对论的三大验证.三大验证都是由天文观测所证实的.事实上,广义相对论的效应都只能反映在宇宙中,地球上是无法验证的.基于广义相对论的现代宇宙学发展很快,20世纪末形成的标准宇宙模型已被广泛接受.2 宇宙的膨胀和哈勃定律1920年4月26日,美国科学院举行了“宇宙的尺度”辩论会,辩论的焦点是银河系的大小和是否存在河外星系.这是天文学史上有名的沙普利-柯蒂斯大辩论.辩论双方以无结论而告2004-9-16 10:53:14 |
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| 回复：蓝月 | 终.直到1924年底,20世纪最伟大的天文学家哈勃向美国天文学年会提交了一篇书面报告[2],才将这一公案了断.他在仙女座大星云中发现了造父变星,由此定出仙女座大星云是处在银河系之外的另一个星系世界.哈勃的主要贡献是确立了哈勃定律.到1929年,哈勃测量出29个河外星系的视向速度vr和距离D,发现它们之间存在着简单的线性关系vr=H0D,这便是著名的哈勃定律[3],其中H0称为哈勃常数.哈勃定律表明宇宙中任何一个星系远离我们的速度vr与它的距离成正比,也就是说,宇宙在不停地膨胀着.从哈勃时代到现在,时间过去了将近1个世纪,测量的星系数目数以亿计.哈勃定律的正确性从来没有受到过挑战.惟一令天文学家们烦恼的是,哈勃常数H0的测定总是不准确.目前公认H0=50～100km.s-1.Mpc-1.用哈勃空间望远镜观测数据定出的H0=(73±6)km.s-1·Mpc-1,但桑德奇(Sandage)等坚持认为H0最可几值大约是50km·s-1·Mpc-1.3 热大爆炸宇宙模型哈勃定律的发现引起了物理学家的兴趣,他们显得比天文学家更关心宇宙的形成.宇宙有可能起始于一个“原初原子”,经过蜕变分裂和膨胀形成了目前的宇宙.勒梅特的这一朴素的想法被伽莫夫加以发展.伽莫夫的学生阿尔法于1947年开始具体计算元素的合成过程,作为他的博士论文.当1948年文章发表于《物理学评论》时,伽莫夫又加上了他的老朋友贝特,使文章的作者名字成为α-β-γ[4].α-β-γ理论认为,宇宙初期是一团炽热而稠密的中子气,随着宇宙的膨胀,温度下降,中子衰变为质子和电子,再通过不断地俘获剩余的中子,从而逐步形成重核.大爆炸理论出现之后被认为是纸上谈兵.仅仅有哈勃定律还不足以令人信服大爆炸理论.1965年发现的宇宙微波背景辐射可谓是对大爆炸理论的强有力支持.只有大爆炸的余辉才能形成目前观测到的黑体辐射,其温度为2.7K,又刚好同理论计算一致.观测和理论的一致性,形成了当前被广泛公认的“标准宇宙模型”.标准宇宙模型主张宇宙起源于一次热大爆炸.除去上述的重要证据外,宇宙中的氦丰度也是有力的支持.目前观测到的宇宙中氦的含量达到25%,只有借助大爆炸后宇宙性核成过程才能形成这么多的氦.4 四大发现科学的最高奖赏是诺贝尔奖.有人统计近年来的30项物理学诺贝尔奖,天体物理学占了7项.在20世纪最著名的各项重大发现中,以所谓60年代的“四大发现”令人瞩目.4.1 类星体 类星体的发现应追溯到第二次世界大战,战争促进了英国雷达技术的发展,战后,一批为军事服务的科学家转而从事射电天文研究,使英国的射电天文学在一段时间内处于领先地位.1950年,剑桥大学发表了第一个射电源表(简称1C),它包括50个射电源.1955年发表了2C,包含1936个射电源,可惜由于技术上的原因,这些源大部分都是伪源.1959年,经过重新鉴定,发表了3C,包含471个源.这些源中实际上已经包含了类星体,当天文学家们试图用光学望远镜去辨认这些射电源对应的天体究竟是什么时,类星体的发现已成了必然.1960年,美国帕洛玛(Palomar)山天文台的桑德奇首先在三角座找到了3C48(3C射电源表的第48号源)的光学对应体.它看上去就像一颗普通的恒星,但光谱具有宽发射线,且有光变.1962年,哈扎德利用月掩星的机会在澳大利亚Parkes64m射电望远镜上准确测量了
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| 回复：蓝月 | 3C273的位置,发现它是一个双源[5],中间是一个13等星的蓝星体,具有发射线.1963年,施密特用Palomar山的5m望远镜进一步观测3C273,准确地测出了其发射线的位置[6].他在一次谈话中告诉作者,他用了6周的时间去思索这些发射线究竟是什么,最终清楚了它们就是氢巴尔末线和电离氧的谱线,只不过向红端的方向位移了许多.至此,类星体宣告发现.类星体发现至今快40年了,但其物理本质仍然存在着许多疑难问题.类星体直径不过零点几到几光年,但它辐射的能量却可以达到上千个星系.能量的来源只能寄望于中心存在着巨大的黑洞.另外,类星体的红移本质是否与普通星系的红移一样,也是一个有争议的问题.也许正是由于对类星体的物理本质存在着争议,四大发现中只有类星体还没有获得诺贝尔奖.4.2 脉冲星 1932年,英国卡文迪什实验室宣布发现了中子.发现中子的消息传到丹麦首都哥本哈根,立即引起了以著名物理学家玻尔为首的哥本哈根学派年轻物理学家们的极大兴趣.后来成为前苏联著名理论物理学家的朗道,当时只有24岁,大胆地提出一个设想,认为有可能存在主要是由中子组成的物质[7],例如由中子组成的星体——中子星.1967年,寻找中子星的工作经历了30多年的曲折、徘徊之后,在一项通过太阳风研究星际闪烁的观测中,意外地取得了突破.英国剑桥大学专门设计了一架射电望远镜本用于研究太阳风的闪烁,但在投入使用后仅1个月,便发现了一个奇怪的闪烁源.它远离太阳风的区域,半夜里仍不停止.其发出的讯号很有规律,每隔1.337s跳动1次.经过几周的观测,又接连发现3个类似的天体.1968年2月,英国《自然》杂志公布了这一结果[8],取名脉冲星(Pulsar).脉冲星的脉冲周期是星体的自转周期.只有朗道预言的中子星,才能在这样的自转速度下不至于瓦解.原来,脉冲星就是快速自转着的中子星.诺贝尔物理学奖于1974年授予了休伊什教授,但是真正从记录仪器上发现这一现象的他的女研究生、24岁的乔丝琳·贝尔却未能染指.著名天文学家曼彻斯特和泰勒在他们的专著《脉冲星》(1977年版)一书的扉页上写道:“献给乔丝琳·贝尔,没有她的聪明和百折不挠,我们是分享不到研究脉冲星的幸福的.”在讨论脉冲星时,必然会提到在蟹状星云内发现的脉冲星PSRO531-21.这是一颗具有光学脉冲的年轻脉冲星,周期只有0.0333s.早在公元1054年,宋朝至和年间一颗称为天关客星的超新星爆发,形成了今日的这颗脉冲星和周围的蟹状星云.历史上,惟有我国古代的天文学家对当时爆发情形做了详细记录,这也是人类历史上第一次目睹的一颗恒星的演化史.脉冲星研究的新的突破是脉冲双星的发现,1974年,泰勒和胡尔斯首次发现脉冲双星PSP1913+16[9].这是一个天赐的检验爱因斯坦广义相对论的双星系统,它的互转周期为7.75h,通过对其周期变率的测定,刚好等于引力辐射损失的能量.广义相对论的三大验证之一是水星近日点运动,其反常进动只有43(″)·(100a)-1,而该系统的进动为4.22626(°)·a-1,是水星系统的3.5万倍,为此,泰勒和胡尔斯获得了1993年度的诺贝尔物理学奖.对一种天体的研究居然能获2次诺贝尔奖金,大概是空前的吧.4.3 星际分子 在一个星系中,除去恒星以外,还存在着大量的星际介质,它们是由尘埃和气体组成的.其中的星际分子更令人感兴趣,因为它与生命的起源息息相关.从1937年起,证认出星际间存在着甲川(CH)、氰基(CN)和甲川离子(CH+),但当时普遍认为,星际分子的存在很困难,即使形成,也会被恒星的紫外辐射瓦解.前苏联天文学家史克洛夫斯基和美国科学家汤斯曾预言多种星际分子和它们的谱线波长[10,11];但由于星际分子的谱线都落在射电波段,
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| 回复：蓝月 | 且集中在毫米波,因此,直到50年代后期,当射电天文发展起来以后,它们才首次被发现.氢是宇宙中最丰富的元素,但分子氢的发现却推迟到1970年,通过火箭上的紫外观测予以证实.实际上,氢分子在宇宙中的数量并不比氢原子少,其总量大体相当.氢分子往往集中在稠密的气体云中,而氢原子则均匀地分布.现已发现的星际分子达100种以上.在这些星际分子中,特别令科学家感兴趣的便是星际有机分子.目前已发现的最复杂的有机分子是HC11N,称为氰基癸五炔.有机分子的起源与宇宙中生命的起源有着密切的联系.有人曾创建了地面上的实验室,去模拟宇宙中星际分子的形成过程.星际分子的研究对于了解天体的起源和演化过程有着特殊的意义.它告诉我们一团冷的致密气体如何凝聚成恒星,又告诉我们恒星死亡后又如何将这些气体送回到宇宙中.汤斯因对星际分子谱线发射机制的开创性研究而获1964年度的诺贝尔物理学奖.4.4 宇宙背景辐射 α-β-γ理论还预言了存在着5K左右的宇宙背景辐射.从1964年开始,前苏联天体物理学家泽尔多维奇,以及皮普斯、霍伊尔、泰勒等对宇宙的核合成理论进行了更深入的研究,澄清了α-β-γ理论中的一些问题,认为有可能存在着残余的宇宙背景辐射.正当人们议而不决的时候,美国贝尔实验室的2位工程师彭齐阿斯和威尔逊无意中做出了惊人的发现.他们从事微波通讯工作,使用一架约7m口径的喇叭形反射天线与回声号人造卫星进行通讯联系.他们使用的通讯波长是7.35cm.天线的地面噪声为300K,当对准天空测量时,其噪声水平应该达到0.3K,也就是说可以忽略不计,但是当他们对准银河平面测量时,却发现存在着6.7K的剩余辐射,而且这种辐射与方向无关.经过1年的反复测量,扣除大气吸收以及天线自身的影响,他们确认,仍然存在着3.5K的来自宇宙的辐射.1965年,他们在《天体物理学》杂志上发表了一篇非常谨慎的短文,题目是《在4080MHz频率上对天线过热温度的一次测量》[12].没想到这篇不足1000字的文章获得了1978年度的诺贝尔物理学奖.微波背景辐射发现之后,立即引起了观测上的热潮.在波长λ>1mm的微波波段进行的观测表明,它与黑体谱符合得十分理想.那么,对于更短的波长的辐射情况又是怎样的呢?由于黑体温度只有3K左右,在短波的辐射更加微弱.在λ<1mm的亚毫米波段,以及红外波段都相继进行了观测,虽然各自获得的数据有所差异,但一致的结论是,存在着来自宇宙的剩余的黑体谱辐射.后来,有的天文学家建议,将当初的微波背景辐射改为宇宙背景辐射.宇宙背景辐射的最成功的观测是1989年11月18日发射的COBE卫星,即宇宙背景辐射探测器(CosmicBackgroundExplorer,简称COBE).COBE卫星带有3台探测仪器,它们是:1)FIRAS(FarInfraredAbsoluteSpectrophotometer),工作的主要目的是进行光度测量,得到的最后结果是T0=(2.735±0.06)K,这与黑体的偏离在峰值亮度上小于1%.2)DMR(DifferentialMicrowaveRadiometers),测量大角度范围的背景辐射的差异,取得不均匀性结果为ΔT/T0<8×10-5,偶极性不均匀;ΔT/T0<3×10-5,四极性不均匀.3)DIRBE(Differen-tialInfraredBackgroundExperiment),主要是探测红外波段的背景辐射.COBE的所有测量结果表明:存在着完全均匀的各向同性宇宙背景辐射,辐射谱是标准的黑体谱.5 四大疑难问题天体物理学总是在不断地提出各种疑难问题,其中黑洞、中微子、引力波和宇宙学常数Λ可能是20世纪最具有挑战性的.
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| 回复：蓝月 | 5.1 黑洞 各种书上常把最早提出黑洞概念的功劳归之于法国数学家和天文学家拉普拉斯[13].他于1796年,也就是200多年之前,提出了宇宙中可能存在着巨大质量的恒星,由于其引力太强而无法看到它发出的星光的论断.事实上,在拉普拉斯之前10年,英国的一位牧师和天文爱好者米歇尔便已经准确地给出了黑洞的模型[14]:如果一个恒星比太阳大500倍,其物质密度和太阳相同,则它表面的引力便可以阻止住光的辐射.黑洞的确切概念源自于广义相对论.1916年广义相对论问世以后,史瓦西当即给出了场方程的第一解——史瓦西解[15].由史瓦西度规给出的质量为m的天体的史瓦西半径为Rs=2Gm/c2,其中G为引力常量,c为光速.举例说来,太阳变为黑洞的Rs=3000m.黑洞有3类:最简单的即上述的史瓦西黑洞;具有旋转的黑洞为克尔黑洞;不旋转但带电的称为克尔-纽曼黑洞.由于黑洞的物理性质十分简单,描述黑洞的物理量也变得非常简单.3种黑洞加起来,只需要3个物理参量:质量m,角动量J,电荷Q.外界对黑洞的观测,只能知道这3个量,黑洞的这一物理特征被称为“无毛定理”.在我国,又称为“三毛定理”.黑洞这个名称是约翰·惠勒于1967年12月29日在一次讲课中使用的.长期以来,黑洞的研究都停留在纸面上.天文学家能否找到真实的黑洞,是所有黑洞理论是否成立的关键.首先是在双星系统中发现黑洞.当一个子星的气体被另一个黑洞子星吸积,便会发出强X射线辐射,因此,在X射线双星系统中,一个子星的质量超过中子星的质量上限——3个太阳质量(m⊙),且光学不可见,这个子星便可能是黑洞.最典型的是天鹅座X-1,其黑洞的质量为10～15m⊙,伴星为O型超巨星.再如大麦哲伦云X-1和X-3,也是典型的具有黑洞X射线的双星系统.这样的具有3个以上太阳质量的恒星级黑洞已经发现了10个以上.星系的质量m可以通过星系的旋转曲线获得,星系的光度可以测得.由此得出质光比m/L.在一些星系中心区域10～100l.y.,其质光比超过太阳质光比m⊙/L⊙达100倍以上.这样的星系核心区很可能存在着黑洞.例如,M87,在大约60l.y.的中心核区,质光比高达500.根据哈勃空间望远镜(HST)的观测,其周围电离气体盘围绕的中心质量应为2.4×109m⊙,是一个典型的超大质量黑洞.再如NGC4258,中心核区0.6l.y.内聚集着4×107m⊙,像这样的星系级超大质量黑洞,也已经发现了10个以上,包括我们的银河系,中心很可能是一个黑洞.活动星系核(AGN)的核心直径一般都小于几个光年,而质量都达到108m⊙.从AGN的产能机制也只能认为中心必须存在着黑洞.日本ASCA(AdvancedSatelliteforCosmologyandAstrophysics)观测一些Seyfert星系的电离铁的X射线(K)线,得到其谱线宽度对应的热气体运动速度达到1/3光速.这只能是接近黑洞视界的运动速度.5.2 中微子 中微子是在研究弱相互作用中发现的.当1个中子转变为1个质子和1个电子时,其能量并不守恒,必须加入一种粒子,它没有质量也没有电荷,仅捞走一份能量;于是物理学家泡利提出,存在着一种实验室中无法检测到的粒子.在罗马举行的一次学术讨论会上,费密解释了泡利的粒子应该是一种“微型的中子”.从此,使用意大利语“中微子”来命名.中微子,由于碰撞截面极小而难以检测.泡利甚至认为,它在实验上永远检测不到.但20年后的1953年,该粒子在实验中得到了确认.在恒星内部的2种主要热核反应过程,即质子-质子反应和碳氮循环,都要伴随大量中微子的产生.太阳应该不停地释放大量的中微子,但由于中微子的穿透本领很强,地球都难以阻
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| 回复：蓝月 | 挡,因此难以测量.直到50年代以后,美国的戴维斯等人把大量的四氯化碳液体放置在一个废矿井中,被中微子长期照射后会产生氩(Ar)的同位素:ν+37Cl→e-+37Ar.其中,ν是被探测的中微子,利用氩的34d的半衰期产生的2.8keVX射线进行沉淀.理论计算表明,由太阳产生的中微子流量应该为6×1010cm-2·s-1或简称6个中微子单位,而实际测量结果却只有2个多一些,不足1/2.这是一个至今仍未解之谜.考虑到目前的测量手段比较可靠,那么只能是太阳的产能机制或者中微子的物理本质出了问题[16].关于中微子研究的另一惊人之举发生在80年代初,世界上一些物理实验宣布中微子的静止质量可能不为零.前苏联的一个实验室甚至给出了电中微子的下限为E-ν=30eV,由此得出其质量下限为m-ν=Eν/c2=5.3×10-32g.宇宙中的中微子除恒星内部的核反应不断形成外,还有大量的中微子是来自宇宙形成的早期,此后,中微子便遗留在宇宙中,有时也称为“遗留物”.宇宙中单一类型中微子的数密度为Nν=100cm-3.考虑到通常用4种中微子(νe,νe,νμ,νμ),则单由中微子给出的物质密度为ρν=4Nνmν=2×10-29g·cm-3.单此一项,便达到了宇宙的临界密度ρc.有些人更进一步构造中微子星,但是,进一步的物理实验表明,中微子到底有没有静止质量仍然是个谜.5.3 引力波 脉冲双星的周期变率虽然证实了引力辐射的存在,但是引力辐射的物理性质远没有解决.根据广义相对论,引力辐射应该通过引力波来传播,理论上引力波应该是不可见的,以光速传播.其穿透本领极强,甚至对于地球都应该是透明的.引力相互作用是4种相互作用中最弱的,1个质子和1个电子的引力相互作用只有电相互作用的10-40.能否从地面上直接探测到引力波?显然地球本身不可能发出可供探测的引力波.只有大质量天体及其剧烈活动,如超新星爆发、中子星自转、黑洞吸积等才有可能产生强烈的引力波.根据理论猜测,引力波的频率不应该超过100Hz.根据这一要求,1960年美国马里兰大学的韦伯设计了一组巨大的铝棒天线,其共振频率在1000Hz以下,首先对准银河系的中心进行探测.韦伯认为,他的仪器应该能探测到相当于500个太阳的引力波辐射.根据几组探测器的同时性,韦伯宣布探测到了来自宇宙的引力波,但是韦伯的结果并没有得到公认,原因是在他之后的所有类似的探测都得不出肯定的结果.为了提高探测的灵敏度,必须将探测器置于超低温状态(接近绝对零度),与周围环境彻底隔离,探测天线质量达几吨.这类探测器中的典型代表是90年代的LIGO(LaserInterfero-meterGravitationalWaveObservatory),即激光干涉引力波天文台.它利用激光在探测器中的多次反射,极大地提高了探测的灵敏度.遗憾的是,所有的努力尚未给出肯定的答案.相比之下,有关引力波的理论探讨显得颇为活跃,科学家们计算了各种可能的天体及其爆发时所能发出的引力辐射,但是,所有这些计算也只能通过实验来验证.5.4 宇宙中的“神秘”物质 我们的宇宙正处在动力学的演化过程中,目前的状态是在不断膨胀.演化的趋向则取决于宇宙中的平均物质密度.通常用一个临界密度ρc来刻画,即ρc=3H20/8πG,式中H0是哈勃常数,G是引力常量,如果取H0=100kg·s-1·Mpc-1,则ρc=10-29g·cm-3.当宇宙中的物质密度ρ0≤ρc时,宇宙将无限制地继续膨胀下去;当ρ0>ρc时,宇宙在膨胀一段时间之后,会重新收缩到一点:因此,实际测量宇宙中所有物质密度,是观测宇宙学的极
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| 回复：蓝月 | 重要的任务之一.测量宇宙中的物质数量是十分复杂和困难的.宇宙中存在着天体和天体之间的物质,有可视的物质和不可视的物质,有属于核子的物质和非核子的物质.将所有的测量数据和估算数据加在一起,ρ0 ρc.如果用密度常数Ω0表示,则Ω0=ρ0/ρc=0.1～0.4.正当天文学家们忙于精确地测量宇宙当中的物质密度时,一个新的矛盾出现.近年来,空间望远镜给出的哈勃常数值偏高,由此得出的宇宙年龄居然小于天体的年龄.为了弥补这一矛盾,天文学家们只好搬出几乎被人遗忘的宇宙学常数.宇宙学常数或宇宙学因子Λ是爱因斯坦在其场方程中加入的一个常数.当初的目的是使场方程达到平衡,这时的爱因斯坦方程可以写为Gμν+Λgμν=KTμν,其中Gμν是爱因斯坦张量,Tμν是能量动量张量,gμν是度规张量,K是常数.爱因斯坦本人给出了一个Λ≠0的稳定态的宇宙解,即我们的宇宙不随时间演化.Λ的物理意义是什么,连爱因斯坦本人都不清楚,在尔后的很长一段时间里Λ只是理论物理学家手中的数学游戏符号.爱因斯坦也对Λ的存在表示怀疑,他甚至公开宣布,引入Λ项是他一生中犯的最大的一个错误.单从场方程的角度,Λ表示的是真空中的某种排斥效应,但是,纯真空的排斥效应是不存在的;因此,在经典物理学范畴内很难设想它的物理意义.现在,哈勃常数的数值偏高,只有通过增加宇宙中的物质密度去弥补;然而,宇宙中现存的物质密度又不够,只能搬出Λ来“冒充”宇宙中的某种物质.由Λ给出的密度常数可以类似地写为ΩΛ=Λc2/3H20,而宇宙中的物质密度常数便可以增加为Ω宇宙=Ω0+ΩΛ.这样一来,不管哈勃常数值有多大,只要补充上足够的ΩΛ便可以解决宇宙年龄的矛盾.它在方程式中起到了减缓宇宙膨胀速率的作用,也就是增加了宇宙膨胀到现在的年龄.如果把它构造成类似的物质密度,则ρΛ=Λc2/8πG=-pΛ/c2;只能设想它是来自真空的能量密度,表现为物质的形式,而pΛ相当于真空中的压力,也就是某种排斥力.从量子力学的角度,也许可以把真空中的能量视为基态,令基态的能量不为零.能否从观测的角度进一步验证Λ的存在呢?到目前为止虽然做了很多努力,但仍然停留在间接验证和理论探讨上.例如,有Λ的冷暗物质宇宙演化模型(ΛCDM)被认为是与星系的形成与演化过程符合得更好.6 21世纪展望在跨世纪之际,各发达国家对天体物理学研究的投入成倍增加,从地面设备到高空卫星,不停地在竞争和攀比,已经实现了对天体的全波段观测.更重要的是,科学界几乎是一致地认为,天体物理学在未来自然科学的发展中将仍然扮演先锋的角色.限于篇幅,我们仅列出21世纪有待解决的或需要深入研究的10个问题:1)宇宙的起源和演化过程;2)宇宙中的暗物质、反物质和“神秘”物质;3)星系的形成;4)活动星系核的物理本质;5)γ暴的起源;6)恒星的物理结构和核反应过程;7)太阳的产能机制和中微子问题;8)元素的合成和生命的起源;9)探索新的物理规律;10)开拓人类的生存空间,与“外星人”建立友好联系.7
参考文献
1 EdingtonAS.Thetotaleclipseof1919May29andtheinfluenceofgravitationonlight.Observatory,334
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第4期何香涛等:天体物理学的世纪回顾与展望2004-9-16 10:56:19 |
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| 回复：蜻蜓 | | 我也写过类似的文章，不过现在比起来还真是…… 2004-9-16 13:00:36 |
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