天文學

天文學是一門自然科學,它運用數學物理化學等方法來解釋宇宙間的天體,包括行星衛星彗星恆星星系等等,以及各種現象,如超新星爆炸伽瑪射線暴宇宙微波背景輻射等等。廣義地來說,任何源自地球大氣層以外的現象都屬於天文學的研究範圍。

物理宇宙學與天文學密切相關,但它把宇宙視為一個整體來研究。[1]

天文學有著遠古的歷史。自有文字記載起,巴比倫古希臘、印度、古埃及、努比亞伊朗中國瑪雅以及許多古代美洲文明就有對夜空做詳盡的觀測記錄。

天文學在歷史上還涉及到天體測量學天文航海觀測天文學曆法的制訂,今則一般與天體物理學同義。[2]

到了20世紀,天文學逐漸分為觀測天文學與理論天文學兩個分支。觀測天文學以取得天體的觀測數據為主,再以基本物理原理加以分析;理論天文學則開發用於分析天體現象的電腦模型和分析模型。兩者相輔相成,理論可解釋觀測結果,觀測結果可證實理論。

與不少現代科學範疇不同的是,天文學仍舊有比較活躍的業餘社群。業餘天文學家對天文學的發展有著重要的作用,特別是在發現和觀察彗星等短暫的天文現象上。

Crab Nebula
蟹狀星雲是一個超新星遺跡,圖為哈勃太空望遠鏡所攝的整合圖片

歷史

Planisphæri cœleste
17世紀星圖,荷蘭製圖師弗雷德里克·德·威特

早期天文學只能對肉眼可見的天體作預測。某些古代文化建造過可能具有天文觀測作用的巨大建築物,除了可以舉行儀式以外,還能用於判斷季節、耕收的日期以及一年的時長。[3]

在望遠鏡發明之前,人們只能用肉眼觀察夜空。在美索不達米亞古希臘波斯印度中國古埃及中美洲等地,人們開始建造天文台,思索宇宙的本質。早期天文學以記錄恆星和行星在天上的位置為主,今天這項範疇稱為天體測量學。在這些觀測的基礎上,開始萌發出有關行星的運動、日月地在宇宙中的地位等的哲學思想。不少文化把地球視為宇宙的中心,日月星辰皆繞地球旋轉,是為地心說[4]

巴比倫是最早利用數學和科學方法研究天象的文化,這為日後其他文化的天文研究奠下了基礎。[5]例如,巴比倫人發現月食會週期性發生,他們稱之為沙羅週期[6]

AiKhanoumSunDial
前3至前2世紀古希臘赤道式日晷,今阿富汗阿伊-哈努姆出土

接著巴比倫人研究天象的還有古希臘文化。古希臘天文學的特點在於用理性、基於現實的方法來解釋天文現象。[7]公元前3世紀,阿里斯塔克斯對日月的大小和距離進行估算,發表《論日月之大小及距離》(古希臘語Περὶ μεγεθῶν καὶ ἀποστημάτων ἡλίου καὶ σελήνης)一作,並首次提出太陽系日心說[8]公元前2世紀,喜帕恰斯發現了歲差現象,對月球的大小和距離進行了估算,發明了世界上最早的天文儀器──星盤[9]還彙編了含1020顆星的詳細星表。[10]安提基特拉機械(約前150至80年)是一部可計算日月行星在某一日的確切位置的模擬計算機。如此複雜的天文儀器,要等到14世紀歐洲人發明機械天文鐘後,才再次出現。[11]

中世紀期間(直到13世紀),歐洲天文學停滯不前。與此同時,伊斯蘭世界及其他文化的天文學則蓬勃發展(見中古伊斯蘭天文學)。9世紀初,伊斯蘭世界出現最早的天文台[12][13][14]964年,波斯天文學家阿左飛發現本星系群中最大的星系仙女座星系,並記錄在《恆星之書》中。[15]1006年爆發的超新星SN 1006是歷史記載中視星等最高的天體事件,埃及阿拉伯天文學家阿里·伊本·里德萬中國天文學家都有記載。在伊斯蘭世界對天文學有較大貢獻的還有:巴塔尼泰比特阿布·馬沙爾比魯尼阿爾-宰尔嘎里阿爾-比利安蒂,以及馬拉蓋天文台兀鲁伯天文台等等。這段時期伊斯蘭天文學家對恆星的命名,有不少至今仍在西方通用。[16][17]考古學家相信,在大津巴布韋廷巴克圖發現的建築遺跡[18]很有可能是天文台。[19]

科學革命

Galileo moon phases
伽利略月球的素描。他發現月球表面佈滿了凹凸的山
Medieval Astronomy (f.4v)
歐洲早期天圖,約1000年

文藝復興期間,尼古拉·哥白尼提出太陽系日心說伽利略·伽利萊約翰內斯·開普勒再在哥白尼的基礎上進一步完善日心說。伽利略首次利用望遠鏡觀察天體,發現月球表面佈滿了凹凸的山,而不是光滑一片。1610年,伽利略發現木星的四顆衛星,這是對地心說的重大打擊。[20]

約翰內斯·開普勒是最早用科學定律正確解釋日心說的科學家,但他無法解釋這些定律背後的科學原理。[21]之後,伊薩克·牛頓發明天體力學萬有引力定律,才從根本上解釋了行星的運行。反射望遠鏡也是由牛頓所發明。[20]

英國天文學家約翰·佛蘭斯蒂德彙編的星表收錄了超過3千顆恆星。[22]隨著望遠鏡大小和質量的提高,天文學家陸續發現更多的星體和天文現象。法國天文學家尼可拉·路易·拉卡伊的星表收錄了將近1萬顆南天恆星。威廉·赫歇爾彙編了星雲、星團星表,並於1781年發現第七顆行星天王星。這是自遠古時期以來第一顆被發現的新行星。[23]1838年,弗里德里希·威廉·貝塞爾利用視差原理測量天津增廿九的距離,是為首次成功測得恆星的距離。[24]

18至19世紀,李安納·歐拉亞歷克西斯·克勞德·克萊羅讓·勒朗·達朗貝爾研究三體問題,對月球和行星的運行作出了更準確的預測。約瑟夫·拉格朗日皮耶爾-西蒙·拉普拉斯在此基礎上,從衛星和行星的軌道擾動推算出它們的質量。[25]

光譜儀天文攝影等新技術出現之後,天文學有了飛快的發展。1814至15年,約瑟夫·夫琅和費在太陽的光譜當中觀察到大約600條譜線。古斯塔夫·基爾霍夫在1859年解釋,這些譜線是由不同化學元素產生的。人們發現,恆星其實類似於太陽,只不過有著不同的溫度、質量和大小。[16]

到了20世紀,科學家才認識到地球所身處的銀河系是一個獨立的星系,並且在銀河系外還存在別的星系。這些星系都在遠離銀河系,科學家以此發現宇宙正在膨脹。[26]奇異的星體現象陸續被發現,如類星體脈衝星耀變體電波星系等。理論天文學家則提出黑洞中子星等天體來解釋這些觀測現象。物理宇宙學也在20世紀蓬勃發展,其中的大爆炸理論,已得到宇宙微波背景輻射哈勃定律以及宇宙化學元素豐度的充分支持。太空望遠鏡的發射意味著,科學家能夠通過電磁波譜中一般被大氣層所遮掩的部分來觀察宇宙。2016年,雷射干涉引力波天文台(LIGO)宣佈首次直接探測到源自黑洞碰撞的引力波訊號,展開了以引力波作天文觀測的時代。

觀測天文學

,乃至電磁輻射,是人類對天象的主要觀測途徑。[27]觀測天文學的不同領域可依電磁波譜的區域所分,其中有的波長可從地球表面觀測,稱之大氣窗口,有的則須要在高海拔甚至在地球大氣層以外才能有效觀測。

射電天文學

射電天文學利用波長超過1毫米左右的電磁輻射進行觀測。[28]和其他類型的觀測天文學領域不同的是,射電天文學所觀測的無線電波可以視為,而不是單獨的光子,所以相對較短波長的輻射更容易測定波幅相位[28]

儘管天體自身的熱輻射也會發出無線電波,但是絕大部分的無線電波都是同步輻射所致,也就是電子磁場中運動時發出的輻射。[28]此外,還有星際氣體所產生的某些譜線,也處於無線電波的波長範圍內,特別是的21cm譜線。[29][28]

可通過無線電波觀測的天體包括超新星、星際氣體、脈衝星活動星系核等。[29][28]

紅外天文學

In Search of Space
智利的阿塔卡馬大型毫米波/次毫米波陣列(ALMA)是地球上海拔最高的天文台之一[30]

紅外天文學通過紅外輻射進行天文觀測,此類輻射的波長比紅光更長,位於人類肉眼的觀測範圍以外。紅外天文學能最有效觀測溫度較低、無法發出可見光的天體,例如行星星周盤及光線被塵埃遮蔽的星雲等。紅外輻射的波長較可見光長,所以可以穿透可見光所無法穿透的塵埃雲,有助於研究分子雲深處的年輕恆星和星系核。例如,廣域紅外線巡天探測衛星(WISE)已成功觀測到多個銀河系內的原恆星和這些恆星所在的星團[31][32]除了十分接近可見光的紅外光以外,大部分紅外輻射都會被地球大氣層吸收;大氣本身也會產生較強的紅外輻射,進一步影響觀測。因此,紅外天文台都必須在海拔高、濕度低的地點建造,甚至是作為衛星發射到太空。[33]某些分子在紅外輻射範圍有較強的譜線,這有助於研究天體的化學成分,如彗星所含的[34]

可見光天文學

The Keck Subaru and Infrared obervatories
毛納基火山上的昴星團望遠鏡(左)和凱克天文台(中)在近紅外和可見光範圍觀測。美國太空總署望遠鏡(右)只在近紅外範圍觀測。

自遠古起,人類便利用肉眼作可見光天文觀測。最早的觀測都是以圖畫記錄下來。19世紀末,人們開始對天象進行攝影。現代天文攝影技術一般使用數碼探測器,特別是感光耦合元件(CCD)。雖然可見光的波長範圍大約在4000Å至7000Å(即400nm至700nm)之間,[35]但可見光攝影設備也可以用來觀測一部分的近紫外線近紅外線

紫外線天文學

紫外線天文學利用波長在100至3200Å(10至320nm)間的紫外輻射進行觀測。此類輻射會被地球大氣層吸收,所以觀測只能在大氣上層或太空中進行。紫外線天文學最適合研究發射紫外線的高溫藍色恆星(OB星),包括銀河系以外的藍色恆星,以及行星狀星雲超新星遺跡等等。不過,紫外線會被星際塵埃吸收,所以取得的數據必須再利用其它方法加以校準。[28]

X射線天文學

X射線天文學在X射線範圍觀測天體。宇宙中的X射線來自於同步輻射(電子圍繞磁場線旋轉所發出的輻射)、溫度高於1千萬開爾文的稀薄氣體發出的熱輻射(見軔致輻射)以及溫度高於1千萬開爾文的稠密氣體發出的熱輻射(見黑體輻射)。發出X射線的天體有:X射線聯星脈衝星超新星遺跡橢圓星系星系群活動星系核等。由於X射線會被地球大氣層吸收,所以X射線觀測必須用高海拔氣球火箭X射線天文衛星進行。[28]

伽馬射線天文學

伽馬射線天文學所觀測的是電磁波譜中波長最短的輻射。伽馬射線可通過康普頓伽瑪射線天文台等衛星或大氣切倫科夫望遠鏡來觀測。[28]切倫科夫望遠鏡不直接探測伽馬射線,而是觀測大氣吸收伽馬射線時所產生的可見光閃光。[36]

伽馬射線暴是突然發出伽馬射線的天體,持續時間從幾毫秒到幾千秒不等,大部分伽馬射線源都屬於此類。只有一成的伽馬射線源為持續性射源,這包括脈衝星、中子星及活動星系核等可能為黑洞的天體。[28]

不以電磁輻射觀測的領域

除了電磁輻射以外,還能通過一些別的方法研究天象。

中微子天文學利用屏蔽效果極佳的地下中微子探測器測量中微子的流量。這類設施包括俄美鎵實驗(SAGE)、GALLEX、超級神岡探測器等。絕大數穿過地球的中微子都來自太陽,但也曾經有探測到24顆來自SN 1987A超新星爆發的中微子。[28]宇宙射線由極高能量粒子(原子核)組成,在進入地球大氣層時會衰變或被吸收,過程中會產生一系列的衍生粒子。現今的天文台可通過探測此類粒子來研究宇宙射線。[37]未來的中微子探測器能力將會提高,有望探測到宇宙射線衝擊大氣時所發出的粒子。[28]

引力波天文學通過觀測引力波來研究遙遠的大質量天體,是一門新興的天文學領域。雷射干涉引力波天文台(LIGO)是其中一座正在運行的引力波探測器,它在2015年9月14日探測到歷史上首個引力波訊號,訊號源自雙黑洞[38]2017年,LIGO和室女座干涉儀共同探測到首個來自雙中子星(GW170817)的引力波訊號。[39]

科學家可結合電磁輻射、中微子和引力波等不同方法研究同一個天體,這種做法稱為多元訊息天文學[40][41]

天體測量學與天體力學

EmissionNebula NGC6357
NGC 6357星團和星雲

天文學乃至所有科學中最古老的一個領域,是對各天體位置的測量。在歷史上,準確測量日、月、行星、恆星的位置,有天文航海和制訂曆法等作用。

18世紀開始,天文學家以精確測定的行星位置作為基礎,發展出完善的引力攝動理論,可以極精確地推算過去和未來的行星位置。這門學科稱為天體力學。今天,科學家對近地天體進行大規模追蹤,目的是預測這些天體何時會近距離略過地球以及評估與地球相撞的風險。[42]

太陽系周邊恆星的視差宇宙距離尺度的起始點。在用視差測量附近恆星的距離後,可以通過比對,推測遙遠恆星的各種屬性。通過測量恆星的徑向速度自行,天文學家可以繪出銀河系內恆星的運行軌跡,從而算出銀河系暗物質的分佈。[43]

1990年代,天文學家開始利用多普勒光譜學觀察太陽系周邊恆星的擺動。這種方法可以用來發現一些較大的系外行星(詳見系外行星偵測法)。[44]

理論天文學

理論天文學家的研究手段包括數學模型及用電腦做數值模擬,即天體物理學。數學模型一般能揭示天文現象背後更深層次的原理,數值模擬則可以演示現實中難以觀察的現象。[45][46]

具體分支

太陽天文學

Uvsun trace big
太陽光球紫外線圖像,美國太空總署太陽過渡區與日冕探測器(TRACE)太空望遠鏡攝
Observatórium Lomnický štít 1
斯洛伐克洛姆尼茨基山太陽天文台

太陽離地球約8光分,或稱之天文單位,是距離地球最近,也是天文研究最為關注的恆星。太陽是一顆典型的主序矮星,屬於G2V類,年齡約有46億年。[47]雖然太陽不是一顆變星,但太陽粒子數會上下波動,每11年為一太陽週期。太陽粒子是太陽表面上溫度較平均低的區域,一般有強烈的磁場活動。[48]

自進入主序至今,太陽的亮度已增加了40%,期間它的亮度有過週期性波動,對地球上的氣候有著極大的影響。[49]例如,蒙德極小期很可能導致了中世紀期間的小冰期[50]

在結構上,人們一般所能見到的太陽表面稱為光球[51]光球以外是一層薄薄的色球[52]色球以外有一層薄薄的過渡層,溫度劇烈上升,直到最外面的超高溫日冕[53]太陽的中心有著極高的溫度和壓力,足以產生持續的核聚變。包圍著中心的是輻射層,這裡的等離子體以輻射的形式把能量傳遞出來。輻射層以外是對流層,這裡的氣體以對流的形式把能量傳遞到外層。[54]科學家相信,對流層氣體的翻滾運動所產生的磁場活動導致了太陽粒子的形成。[55]

太陽時時刻刻都從表面向外噴射大量的等離子體粒子,就是所謂的太陽風。太陽風會一直達到太陽系的邊緣──太陽層頂。太陽風在經過地球時會與地磁場磁層)相互作用,會因此轉向,但也有一部分會被困在環繞地球的范艾倫輻射帶中。當太陽風粒子沿著磁場線進入地球兩極的大氣層時,就會產生極光[56]

行星科學

行星科學的研究對象,除了有太陽系內的行星衛星矮行星彗星小行星等等,還包括太陽系外行星。科學家最先通過望遠鏡觀察太陽系內的天體,再通過航天器,如今已對太陽系自身的形成和演化有了較好的認識。[57]

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照片攝於火星。一個塵卷風沿著隕石坑壁向上爬(黑點),留下了一條暗暗的軌跡。塵卷風是火星大氣層現象,類似於地球上的龍捲風

從內向外,太陽系可分為內行星、小行星帶和外行星。內行星包括水星金星地球火星,均為類地行星;外行星包括木星土星天王星海王星,均為氣態巨行星[58]在八大行星以外,還有柯伊伯帶和可能延續1光年的奧爾特雲

太陽系行星是在46億年前的原行星盤中誕生的。經過相互吸引、碰撞和吸積,原行星盤中逐漸積累起大塊物質,這些物質慢慢演變為原行星。太陽風「吹走」大部分的離散物質,只有質量足夠大的行星才得以保留其大氣層。在接著的後期重轟炸期期間,行星繼續受到太陽系剩餘物質的劇烈碰撞。這些碰撞的歷史遺跡在月球上的諸多撞擊坑中就有跡可循。其中一些原行星也互相碰撞,科學家相信,月球就很有可能是在此類碰撞中形成的。[59]

當行星達到一定的質量後,其內部的物質會根據不同的密度而分離,這段過程稱為行星分化。分化的結果是,行星的中心為石質或金屬核,可分為固態和液態核,外層為幔和外殼。有些行星核可以產生磁場,避免大氣層被太陽風剝離。[60]

行星和衛星內部高溫的原因包括:行星形成時碰撞的殘留熱量、放射性物質(鋁-26等等)的衰變以及其他天體所造成的潮汐力。一些行星和衛星的內部熱量足以推動火山作用等地質活動,擁有大氣層的行星和衛星還會經受表面侵蝕。較小的天體如果不受潮汐力的影響,會比大天體更快地降溫。除了受隕石撞擊以外,小天體的地質活動會隨溫度的降低而息止。[61]

恆星天文學

Ant Nebula
螞蟻星雲。星雲中心的垂死恆星向外噴出大量物質,產生的形狀高度對稱,與普通爆炸的混亂形狀有明顯的不同

研究恆星和恆星演化,對人們了解宇宙有著重要的意義。科學家對恆星的了解來自於觀察、理論以及對恆星內部的電腦模擬。[62]恆星會在稱為暗星雲的高密度塵埃和氣體中形成。當星雲的穩定性受到破壞時,塵埃和氣體就會在自身引力下坍塌形成原恆星。當原恆星核心的密度和溫度達到一定程度後,就會啟動核聚變,使恆星形成。[63]

幾乎所有原子量大於化學元素都是在恆星核心中形成的。[62]

恆星的屬性主要取決於它開始時的質量:質量越大,亮度就越高,氫在其核心聚變成氦的過程也發生得越快。隨著時間的推移,氫會完全轉化為氦,此時恆星會進入演化過程中的下一個階段。恆星核需要有更高的溫度才能使氦聚變。核心溫度足夠高的恆星會一邊使外層膨脹,一邊增加核心密度,形成紅巨星。紅巨星會迅速用盡氦燃料,因此壽命不長。質量更大的恆星會逐步以更重的元素進行聚變,再經過一連串的演化階段。[64]

恆星的質量決定了它最終的歸宿:8個太陽質量以上的恆星會坍縮,成為超新星[65]而8個太陽質量以下的恆星則會噴出外層的物質,形成行星狀星雲[66]超新星爆炸後的殘骸是一顆密度極高的中子星;如果恆星質量超過3個太陽質量,則超新星殘骸將會是一個黑洞[67]相互公轉的聯星會有更加複雜的演化過程,例如,白矮星會從其伴星不斷吸取物質,最終可引發超新星爆炸。[68]行星狀星雲和超新星都有助於把恆星內部經聚變產生的「金屬元素」(在天文學中泛指氫、氦以外的一切元素)分散到星際介質當中。全靠這兩者,包括太陽系在內的行星系統才會由氫和氦以外的多種元素所組成。[69]

銀河系天文學

Milky Way Spiral Arm zh hans
銀河系旋臂結構示意圖

太陽系所處的銀河系屬於棒旋星系,是本星系群中的一員。銀河系由氣體、塵埃、恆星等各種天體所組成,這些天體繞銀河系的中心公轉,並通過相互引力束縛在一起。太陽系位於銀河系一個螺旋臂的外端,因此銀河系有很大部分受塵埃的阻擋,觀測不易。

銀河系中心是一個棒形隆起物,稱為核球。科學家相信在核球的最中心處有一個超大質量黑洞。從核球起有四條主螺旋臂向外輻射至外端,此處的恆星形成非常活躍,含較多的第一星族恆星。這些結構都基本位於同一平面上,平面以外還有一個扁球形銀暈,主要含年齡更大的第二星族恆星,亦含數以百計的球狀星團[70]

恆星和恆星之間的空間充斥著低密度的物質,稱為星際介質。其中由氫等元素組成的分子雲是恆星誕生的區域,密度相對較高。高密度的星前核心暗星雲坍縮(坍縮與否的臨界點由金斯長度決定),形成原恆星。[63]

大質量恆星出現後,分子雲變為由發光氣體和等離子體形成的電離氫區。這些恆星產生的恆星風和超新星爆炸最終使雲團疏散開來,往往留下若干年輕的疏散星團。這些星團慢慢分散開,其中的恆星融入銀河系眾多的恆星當中。[71]

在研究過銀河系及其他星系中物質的運動情況後,科學家發現普通的可見物質只是星系總質量的一小部分。圍繞星系的暗物質暈組成星系的大部分質量,但暗物質的本質仍然是一個未解之謎。[72]

星系天文學

Grav.lens1.arp.750pix
圖中的數個藍色環狀天體是同一個星系的多個重複影像。中間黃色星系的質量產生引力透鏡效應,使來自背後遙遠星系的光線轉向,造成扭曲和重影的效果

對銀河系以外天體的研究分支包括:星系的形成和演化星系分類活動星系觀測以及星系群星系團的觀測。對星系群和星系團等的觀測對了解宇宙大尺度結構有重要的意義。

大部分星系都可根據形狀具體劃分為螺旋星系橢圓星系不規則星系[73]

顧名思義,橢圓星系的截面呈橢圓形。星系中的恆星沿著隨機軌道,而不是一個特別的方向運行。在橢圓星系中,星際塵埃幾乎不存在或完全不存在,恆星誕生的區域少,恆星普遍較老。橢圓星系常見於星系團的中心,很可能是大星系相撞的產物。

螺旋星系呈扁盤形,沿一個方向旋轉,中心有一個凸起的球狀物或棒狀物,從中伸出若干條螺旋臂,向外放射。螺旋臂發亮,充滿塵埃,是恆星誕生的區域,其中的年輕大質量恆星呈藍色。螺旋星系外圍一般是由老恆星組成的暈。銀河系和鄰近的仙女座星系都屬於螺旋星系。

不規則星系是外表混亂,無法歸為螺旋或橢圓星系的星系。宇宙中有四分之一的星系都屬於此類。混亂的形狀很可能是引力擾動的結果。

活動星系會發出巨大的能量,但這些能量並不來自它的恆星、塵埃或氣體,而是來自它的緻密核心。科學家相信,星系中心的超大質量黑洞在吸入物質後發出大量輻射,形成活動星系核。電波星系會發出大量的無線電波,並散發出羽狀或葉狀的巨大氣體結構。其他的活動星系則會發出波長較短的高能輻射,如西佛星系類星體耀變體。類星體是可觀測宇宙中持續亮度最高的天體。[74]

宇宙在大尺度上的結構由星系群和星系團組成。最大的星系集體稱為超星系團。宇宙中的物質在最大尺度上形成纖維狀結構長城,之間則是巨大的空洞[75]

物理宇宙學

宇宙學的研究對象是整個宇宙。物理宇宙學家通過觀測宇宙大尺度結構,對宇宙的開端和演化有了深入的認識。現代宇宙學的核心思想是大爆炸理論:宇宙在138億年前誕生,自此後不斷膨脹至今。[76][77]1965年,科學家發現宇宙微波背景輻射,奠定了大爆炸的觀測基礎。[77]

宇宙在膨脹期間經歷了多個發展階段。宇宙學家猜測,宇宙最初曾有過極快速的宇宙暴脹,使波動的初始條件得以勻化。接著的核合成過程產生了早期宇宙的各種原子核(見核宇宙編年學)。[77]

此時宇宙充斥著離子光子不可穿透。直到中性原子形成,太空才變得「透明」。第一次不受阻擋穿透太空的光線,至今仍游離於宇宙中,形成宇宙微波背景。有相當一段時間,由於恆星還未形成,宇宙是漆黑一片的。[78]

不同區域的物質質量密度有微乎其微的差異,物質因此開始聚合,形成各個尺度上的階級式結構。密度較高的物質成為了氣體雲和最早期的恆星──第三星族恆星。這些大質量恆星激發了再電離過程,製造了早期宇宙中的許多重元素。重元素在衰變後成為輕元素,使核合成週期可以延續下去。[79]

在引力的作用下,物質形成了大尺度纖維狀結構和巨大的空洞。氣體和塵埃逐漸聚集,形成早期星系。這些星系不斷納入更多的物質,並互相形成星系群和星系團,再組成超星系團。[80]

暗物質暗能量的存在對宇宙的結構有著決定性作用。兩者合起來,共佔全宇宙質量的96%之多。因此,科學家正在極力試圖探究其背後的物理原理。[81]

跨學科研究

天文學和天體物理學與其他科學領域有著密切的跨學科關係。考古天文學利用考古學人類學證據,研究遠古或傳統天文學在文化中的角色和地位。[82]天體生物學研究生物系統在宇宙中的起源演化和分佈,並特別關注地外生物能否存在,人類又如何能探測這些生命這些問題。[83]天體統計學將統計學方法應用在分析不可勝計的天文觀測數據上。[84]

天體化學研究宇宙中化學物質的形成和反應。[85]宇宙化學專門研究太陽系內化學物質的分佈、來源以及同位素比率的變化。[86]

天文鑒證科學利用天文學的知識,解答法律、歷史上的疑問,例如驗證拍攝照片的日期或確認有關天文藝術作品的創作時間。

業餘天文學

Telescope trailer 22
業餘天文學家可以自己搭建觀測器材,並舉辦星空饗宴。圖為位於美國佛蒙特州的Stellafane天文俱樂部

天文學是眾多科學領域中,業餘者能夠最大程度參與的領域。[87]

業餘天文學家可以對各種天體和天文現象進行觀測,有的甚至會自己搭建觀測器材。最普遍的觀測對象包括:日、月、各大行星、小行星、彗星、流星雨、恆星以及星團、星系、星雲等深空天體。業餘天文俱樂部分佈在世界各地,有的會為成員提供各種幫助,從搭建器材乃至完成觀測梅西耶星表(共110個)或赫歇爾目錄(共400個)中的所有天體。

天文攝影是業餘天文學的一個分支。許多業餘天文學家會選擇專門觀測某一類天體或某一類天文現象。[88][89]

大部分業餘天文學家都在可見光範圍內做觀測,但也有一小部分用可見光以外的波長進行觀測,包括在傳統天文望遠鏡上加上紅外濾光片,或使用射電望遠鏡卡爾·央斯基在1930年代開始在無線電波長進行觀測,開創了業餘射電天文學。業餘天文學家不但可以使用自己的器材,還可以使用開放給業餘者的專業射電天文望遠鏡。[90][91]

與大多數現代科學領域不同的是,業餘天文學家至今仍在為天文學作出重大的貢獻。比如,他們通過掩星的方法提高小行星軌道的測量精度,發現新彗星,又對變星做定期觀測。隨著數碼科技的提升,業餘天文攝影也有了極大的進步。[92][93][94]

天文學未解之謎

儘管隨著天文學的驚人發展,人類已經對宇宙的認知有了翻天覆地的變化,但是在今天仍然有一些至關重要的天文學未解之謎。要解答這些謎題,有可能需要新的地面或太空觀測儀器,乃至理論和實驗物理上的新發展。

  • 恆星質量分佈從何而來?為什麼不論初始條件如何,天文學家都會觀測到相同的初始質量函數[95]有待對恆星和行星的誕生過程有更深入的了解。
  • 宇宙中是否存在其他生命體?是否存在其他智慧生物?如果存在,應如何解決費米悖論?證實地球以外生物的存在,對許多科學和哲學問題有至關重要的意義。[96][97]太陽系是平平凡凡,還是絕無僅有?
  • 暗物質暗能量的本質是甚麼?這兩者在宇宙的發展和未來有著決定性作用,然而人類對它們的本質尚且一無所知。[98]宇宙的終極命運是甚麼?[99]
  • 第一批星系是如何形成的?[100]超大質量黑洞是如何形成的?[101]
  • 超高能宇宙射線從何而來?[102]
  • 元素在宇宙中的豐度為甚麼比大爆炸模型所預測的低四倍?[103]

參見

參考資料

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書目

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外部連結

儒略年

儒略年(符號:a)是天文學中測量時間的測量單位,定義的數值為365.25天,每天為國際單位的86400秒,總數為31,557,600秒。這個數值是西方社會早期使用儒略曆中年的平均長度,並且是這個單位的名稱。然而,因為儒略年只是測量時間的單位,並沒有針對特定的日期,因此儒略年與儒略曆或任何其他的曆都沒有關聯,也與許多其他型式年的定義沒有關聯。

光年

光年(英語:light-year)是長度單位之一,指光在真空中一年時間內傳播的距離,大約為9.46兆公里(9.46×1012公里或5.88×1012英里)。

光年一般用於天文學中,是用來量長度很長的距離,如太陽系跟另一恆星的距離。天文學中另三個常用的單位是秒差距、天文單位與光秒,一秒差距等於3.26光年,一天文單位為149,597,870,700公尺(149,597,870.7公里,約149.58京米),一光秒是光一秒所走的距離為299,792,458公尺(299,792.458公里)。

例如,世界上最快的飛機可以達到每小時1萬1260公里的時速(2004年11月16日,美國航空暨太空總署(NASA)的飛機最高速度紀錄是1萬1260公里/小時),依照這樣的速度,飛越一光年的距離需要用9萬5848年。而常見的客機大約是885公里/小時,這樣飛行1光年則需要122萬0330年。目前人造的最快物體是2016年7月5日抵達木星極軌道的朱諾號(2011年8月5日發射升空),最高速度為73.61公里/秒(即約26萬5000公里/小時),這樣的速度飛越1光年的距離約需要4075年的時間。

公转

公转(英語:Orbital revolution),是一物體以另一物體為中心,沿一定軌道所作的轉動;所沿著的軌道可以為圆、椭圆、双曲线或抛物线。在天文學上,一般用來形容行星、彗星等星体環繞恒星、衛星、人造卫星等環繞行星;小规模星系、星云、宇宙尘埃等環繞大规模星系;以及更大规模的天体间环绕的運動。

在不同的参照系中,公转在不同的视角下,会出现两种公转方向。一种为逆时针方向,一种为顺时针方向。如下面的图所示,橙色球绕着图中心的红色球做公转运动,左边的是逆时针方向,右边的是顺时针方向。

半長軸

半長軸是幾何學中的名詞,用來描述橢圓和雙曲線的維度。与之对应的就是長軸,半長軸为長軸的一半,一般描述橢圓的最長的直徑。

國際天文聯會

國際天文學聯合會(英語:International Astronomical Union,缩写为 IAU;法語:Union astronomique internationale,縮寫為 UAI),由博士以上的專業天文學家所組成,積極參與天文學研究與教育。於1919年7月28日在比利時的布魯塞爾成立,由當時的國際天文星圖計畫(Carte du Ciel)、太陽天文聯合會(Solar Union)和國際時間局(Bureau International de l'Heure)等數個組織合併而成。其後,世界各國的國家級天文組織陸續加入,构成今日的規模。該會是國際科學理事會(ICSU)的國際科學聯合成員,也是國際上承認的權威机构,負責統合恆星、小行星、衛星、彗星等新天體以及天文學名詞的定義與英文命名。2014年7月10日宣布「外星世界命名」(NameExoWorlds)活動啟動,開放公眾參與系外行星的命名。

IAU下分成數個工作單位,IAU也負責天文訊息全球電報通報系統,實際工作由中央天文電報局(Central Bureau for Astronomical Telegrams,CBAT)汇总整理天文訊息的匯報及電報的發布。

總會共有90個不同國家或地區共10144位會員,其中美國最多,有2579位會員,其次为法國(700位)、日本(598位)、義大利(568位)、德國(532位)和英國(523位)。

地球科学

地球科學是指一切研究地球的科學,是行星科學的專門分支。各学科通常会以物理、地理、地質、氣象、數學、化學、生物的角度研究地球。它和人類的生活息息相關,人們手上所戴的黃金飾品和鑽石,都是來自地球的礦產資源;蓋房子所用的砂、石、水泥,其原料也是來自地球;所吃的魚蝦,大都取自海洋;氣溫的變化影響生活甚巨;天體的運行,也時時刻刻影響著我們。因此,地球科學是一門很基礎、很重要的的學科。

地球科學的範圍很廣,涵蓋地質學、海洋學、氣象學和天文學等領域。地質學在探討地球的歷史與各部分組成,包括其演化和各種礦學、岩石以及礦產的分布;海洋學在研究海水的運動、海水的物理與化學性質及海底地形;氣象學在分析大氣的組成、構造和運動;而有關地球起源、太陽系的形成和天體的運動變化,乃至宇宙的演化,均屬天文學的研究範圍。以隕石撞擊地球為例:高溫高壓撞擊地球的結果,勢必引起地形與地質的變化;飛揚在大氣中的粉塵微粒會遮蔽陽光,大氣和海水溫度因而降低。因此,看似簡單的天文事件,卻引起地質、氣象和海洋的變化,可見各領域關係密切、環環相扣。

天体测量学

天体测量学或測天學(Astrometry)是天文学中最古老也是最基礎的一個分支,主要以測量恆星的位置和其他會運動天體的距離和動態。他是傳統科學中的一個子科目,後來發展出以定性研究為主體的位置天文學。天文測量學的歷史,在西方可以追溯到喜帕恰斯(Hipparchus),他編輯了第一本的星表,列出了肉眼可見的恆星並發明了到今天仍沿用的視星等的尺標。現代的天體測量學建立在白塞耳的基本星表上,這是以布拉德雷在西元1750至1762年間的測量為基礎,提供了3,222顆恆星的平均位置。

除了提供天文學家基本的參考座標系作為她們在天文觀測報告之用外,天文測量學也是天體力學、恆星動力學和星系天文學等學門的基礎。在觀測天文學中,天文測量的技術協助鑑別出各種天體獨特的運動。他的設備也用於守時(keeping time),因為協調世界時(UTC)是在確切觀測地球自轉的基礎上,以閏秒的調整與原子時間取得協調與一致。天文測量學也與極端複雜的宇宙距離尺度有所關聯,因為他用於建立視差以估計銀河系內恆星的距離。

天体物理学

天體物理學(英語:Astrophysics),又稱天文物理學,是研究宇宙的物理學,這包括星體的物理性質(光度,密度,溫度,化學成分等等)和星體與星體彼此之間的交互作用。應用物理理論與方法,天體物理學探討恆星演化、恆星結構、太陽系的起源和許多跟宇宙學相關的問題。由於天體物理學是一門很廣泛的學問,天文物理學家通常應用很多不同的學術領域,包括力學、電磁學、統計力學、量子力學、相對論、粒子物理學等等。由於近代跨學科的發展,與化學、生物、歷史、計算機、工程、古生物學、考古學、氣象學等學科的混合,天體物理學目前大小分支大約三百到五百門主要專業分支,成為物理學當中最前沿的龐大領導學科,是引領近代科學及科技重大發展的前導科學,同時也是歷史最悠久的古老傳統科學。

天體物理實驗數據大多數是依賴觀測電磁輻射獲得。比較冷的星體,像星際物質或星際雲會發射無線電波。大爆炸後,經過紅移,遺留下來的微波,稱為宇宙微波背景輻射。研究這些微波需要非常大的無線電望遠鏡。

太空探索大大地擴展了天文學的疆界。太空中的觀測可讓觀測結果避免受到地球大氣層的干擾,科學家常透過使用人造衛星在地球大氣層外進行紅外線、紫外線、伽瑪射線和X射線天文學等電磁波波段的觀測實驗,以獲得更佳的觀測結果。

光學天文學通常使用加裝電荷耦合元件和光譜儀的望遠鏡來做觀測。由於大氣層的擾動會干涉觀測數據的品質,故於地球上的觀測儀器通常必須配備調適光學系統,或改由大氣層外的太空望遠鏡來觀測,才能得到最優良的影像。在這頻域裏,恆星的可見度非常高。藉著觀測化學頻譜,可以分析恆星、星系和星雲的化學成份。

理論天體物理學家的工具包括分析模型和計算機模擬。天文過程的分析模型時常能使學者更深刻地理解箇中奧妙;計算機模擬可以顯現出一些非常複雜的現象或效應其背後的機制。

大爆炸模型的兩個理論棟樑是廣義相對論和宇宙學原理。由於太初核合成理論的成功和宇宙微波背景輻射實驗證實,科學家確定大爆炸模型是正確無誤。最近,學者又創立了ΛCDM模型來解釋宇宙的演化,這模型涵蓋了宇宙暴胀(cosmic inflation)、暗能量、暗物質等等概念。

理論天體物理學家及實測天體物理學家分別扮演這門學科當中的兩大主力研究者,兩者專業分工。理論天體物理學家通常扮演大膽假設的研究者,理論不斷推陳出新,對於數據的驗證關心程度較低,假設程度太高時,經常會演變成偽科學,一般都是天體物理學研究者當中的激進人士。實測天體物理學家通常本身精通理論天體物理,在相當程度上來說也有能力自行發展理論,扮演小心求證的研究者,通常是物理實證主義的奉行者,只相信觀測數據,經常對理論天體物理學所提出的假說進行證偽或證實的活動,一般都是天體物理學研究者當中的保守人士。

天文學臨時編號

天文學臨時編號是天體在被發現后即時給予的命名。當計算出可靠的軌道資料后,臨時編號就會被一個正式编号取代。但由於小行星被發現的數量太多了,因此絕大部分在發現之後的短時間(數年至數十年)內都不會計算出軌道,因此會有很長的時間都使用臨時的名稱,而不會有正式的命名。

年,或稱地球年、太陽年,是與地球在軌道上繞太陽公轉有關事件再現之間的時間單位。將之擴展,可以適用於任何一顆行星:例如,一「火星年」是火星自己完整的運行繞太陽軌道一圈的時間。

一般而言,一年之長度取為太陽在天球上沿黄道從某一定標點再回到同一定標點所經歷的時間間隔。由於所選取之定標點不同,年之定義有:

回歸年(太陽年)=365.242199174日

恒星年=365.25636日

交点年=346.62003日

近点年=365.25964日由1984年起,天文学上采用儒略年(不可和历法上的儒略曆相混淆)作为统一的年的时间单位,规定为精确的365.25日,与回归年相比每3000年误差1日。

现代西曆裡,平年一年为365天,闰年一年为366天。

日,一般指地球日,是时间单位。

时长单位,也称天,大約是地球相對太陽自轉一周之时长,即一晝夜循環。自1967年后,科学上「日」已经由國際度量衡局 (BIPM)以原子能階躍遷规定为86400秒。一日 = 24 小时 = 86400秒。

时刻单位,也称号,日期的简称,如:今日是2019年9月25日,这里的「日」是指9月第25日。「日」有时指每周的星期日。口语中,「日」或者「天」有时也可能特指白晝,即不包括夜晚之半日時間。

星官

星官是中國古代對恆星分組的方式,其名稱通常是由星群排列的特徵來聯想附會。

相較於現代天文學的星座,星官的各自範圍較小、數量較多,因此中國古代天文學家又將星官劃分為三垣和二十八宿等較大的區域。

《步天歌》中記載有星官283個,明代末期則參考歐洲天文學的數據增補了近南極星區的星官23個。

星表

星表是天文學上的目錄。在天文學中,許多恆星都只有在星表中有簡單的編號;而為了許多不同的目的,有許多巨大的星表在費時多年後才編輯完成,但其中僅有少數的會經常被引用到。許多近年編輯完成的星表是使用電子格式編輯完成,可以直接由美国国家航空航天局天文資料中心或其他網站上免費下載。(參見文末的鏈接。)

隨著人們發明強大的新型望遠鏡,看到的星星也越來越多,可見星星的數量數以億計,因此現階段根本不可能把數百億顆恆星收錄在單一星表中,而使用不同性質的星表來分類。常用的星表有:HD/HDE,SAO,BD/CD/CPD,AC,USNO-B1.0,ADS,BS,BSC,HR,GJ,Gliese,Gl,GCTP,HIP。

曆元

曆元,在天文學是一些天文變數作為參考的時刻點,例如天球座標或天體的橢圓軌道要素,因為這些會受到攝動而隨著時間變化。這些會隨著時間變動的天文變量可能包括天體的平黃經或平近點角、軌道相對於參考平面的交點、軌道近日點和遠日點或拱點的方向、其軌道半長軸的大小等等。

在中國古代曆法中,則為曆法起算的基準點。对天球坐标来说,其他时刻天体的位置可以依据岁差和天体的自行而计算出。在轨道根數的情况下,就必须考虑其他物体产生的扰动才能计算出另一时刻的轨道根数。

现在使用的标准曆元是J2000.0,即TT(Terrestrial Time)时间2000年1月1日12:00。前缀「J」代表这是一个儒略曆元(Julian epoch)。在使用J2000.0前的标准曆元是B1950.0,前缀「B」代表这是一个贝塞耳曆元(Besselian epoch)。

贝塞耳曆元在1984年前使用,而现在使用的是儒略曆元。

亨利·德雷伯星表使用B1900.0,B1900.0纪元在天文学上使用。因为恒星的赤经和赤纬会因岁差之缘故改变,天文学家经常定义某一纪元作为参考点。B1900.0纪元标准已经被后继标准所取代:B1950.0以及现在使用的J2000.0纪元标准。前缀"B"代表这是一个贝塞耳纪元而非一个儒略纪元。

对轨道参数的曆元经常会同时给出TT时间,有如下几种格式:

格里日期加上24小时时间格式:2000年1月1日,12:00 TT

格里日期加上分数日:2000年1月1.5TT

儒略日加上分数日:JDT 2451545.0

NASA/NORAD的Two-Line Elements格式加上分数日:00001.50000000

秒差距

秒差距(英語:parsec,符號為pc)是一個宇宙距離尺度,用以測量太陽系以外天體的長度單位。1秒差距定義為某一天體與1天文單位的對角為1角秒時的距離,但於2015年時被重新定義為一個精確值,為648000/π天文單位。1秒差距的距離等同於3.26光年(31兆公里或19兆英里)。離太陽最近的恆星比鄰星,距離大約為1.3秒差距(4.2光年)。絕大多數位於距太陽500秒差距內的恆星,可以在夜空中以肉眼看見。

秒差距最早於1913年,由英國天文學家赫伯特·霍爾·特納提出。其英語名稱為一個混成詞,由「1角秒(arcsecond)的視差(parallax)」組合而來,使天文學家可以只從原始觀測數據,就能夠進行天文距離的快速計算。由於上述部分原因,即使光年在科普文字與日常使用上維持優勢地位,秒差距仍受到天文學與天體物理學的喜愛。秒差距適用於銀河系內的短距離表述,但在描述宇宙大尺度的用途上,會將其加上詞頭來應用,如千秒差距(kpc)表示銀河系內與周圍物體的距離,百萬秒差距(Mpc)描述銀河系附近所有星系的距離,吉秒差距(Gpc)則是描述極為遙遠的星系與眾多類星體。

2015年8月,國際天文學聯合會通過B2決議文,將絕對星等與熱星等進行標準定義,也包含將秒差距定義為一個精確值,即648000/π天文單位,或大約3.08567758149137×1016公尺(基於2012年國際天文學聯合會對於天文單位的精確國際單位制定義)。此定義對應於眾多當代天文學文獻中對於秒差距的小角度定義。

絕對星等

在天文學上,絕對星等(Absolute magnitude, M)是指把天體放在指定的距離时(10秒差距)天体所呈现出的视星等(Apparent magnitude, m)。此方法可把天體的光度在不受距離的影響下,作出客觀的比較。

视星等

视星等(英語:apparent magnitude,符號:m)最早是由古希腊天文学家喜帕恰斯制定的,他把自己编制的星表中的1022颗恒星按照亮度划分为6个等级,即1等星到6等星。1850年英国天文学家普森发现1等星要比6等星亮100倍。根据这个关系,星等被量化。重新定义后的星等,每级之间亮度则相差2.512倍,1勒克司(亮度单位)的视星等为-13.98。但1到6的星等并不能描述当时发现的所有天体的亮度,天文学家延展本來的等級──引入「负星等」概念。这样整个视星等体系一直沿用至今。如牛郎星为0.77,织女星为0.03,除了太陽之外最亮的恒星天狼星为−1.45,太阳为−26.7,满月为−12.8,金星最亮时为−4.89。现在地面上最大的望远镜可看到24等星,而哈勃望远镜则可以看到30等星。

因为视星等是人们从地球上观察星体亮度的度量,它实际上只相当于光学中的照度;因为不同恒星与地球的距离不同,所以视星等并不能指示出恒星本身的发光强度。

由于视星等需要同时考虑星体本身光度与到地球的距离等多重因素,会出现距离地球近的星体视星等不如距离远的星体的情况。例如巴纳德星距离地球仅6光年,却无法被肉眼所见(9.54等)。

如果人们在理想環境下(清澈、晴朗且没有月亮的夜晚),肉眼能观察到的半個天空平均约3000颗星星(至6.5等計算),整个天球能被肉眼看到的星星則约有6000颗。大多数能为肉眼所见的星星都在数百光年内。现在人类用肉眼可以看见的最远天体是三角座星系,其星等约为6.3,距离地球约290万光年。历史上肉眼能看见的最远天体是GRB 080319B在2008年3月19日的一次伽玛射线暴,距离地球达到75亿光年,视星等达到5.8,相当于用肉眼看见那里75亿年前发出的光。另外,宇宙中大量的星际尘埃也会影响到星星的视星等。由于尘埃的遮蔽,一些明亮的星星在可见光上将变得十分暗淡。有一些原本能为肉眼所见的恒星变得再也无法用肉眼看见,例如银河系中心附近的手枪星。星星的视星等也随着星星本身的演化、和它们与地球的距离变化而变化当中。例如,当超新星爆发时,星体的视星等有机会骤增好几个等级。在未来的几万年内,一些逐渐接近地球的恒星将会显著变亮,例如葛利斯710在约一百万年后将从9.65等增亮到肉眼可见的1等。

赤经

赤經(英文Right ascension;縮寫為RA;符號為α)是天文學使用在天球赤道座標系統內的座標值之一,通过天球两极并与天赤道垂直,另一個座標值是赤緯。

轨道周期

轨道周期指一颗行星(或其他天体)环绕轨道一周需要的时间。

环绕太阳运行的星体有几种不同的轨道周期:

恒星周期是一颗行星环绕恒星公转一整圈回到轨道上原来的位置所需要的时间。这是一颗行星真正的轨道周期,也是一般所指的公轉週期。

會合周期是一颗行星环绕恒星公转一整圈回到从地球的角度观察到的天球上原来的位置所需要的时间。这是一颗行星在回到轨道起点之间的间隔。會合周期与恒星周期之所以不同是因为地球本身也环绕着太阳公转。

交点周期是一颗行星环绕恒星公转一整圈两次经过交点之间所需要的时间。一颗行星的交点是它从南半天球跨越黄道进入北半天球的那一点。交点周期与公转周期之所以不同是因为一颗行星的交点线会慢慢地由岁差而移动。

近点周期是一颗行星环绕恒星公转一整圈两次经过近恒点之间所需要的时间。一颗行星的近恒点是它轨道上最接近恒星的那一点。近点周期与公转周期之所以不同是因为一颗行星的副轴会慢慢地由岁差而移动。

回归周期是一颗行星环绕恒星公转一整圈两次经过赤经0度之间所需要的时间。回归周期比公转周期稍短一些,因为春分点会慢慢地由岁差而移动。

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