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第8章 膨胀的宇宙1（第1页）

如果在一个清澈无月的夜晚仰望星空，人们能看到的最亮的星体最可能是金星、火星、木星和土星这几颗行星，还有巨大数目的正像我们太阳但离开我们远得多的恒星。

事实上，随着地球围绕着太阳公转，某些固定的恒星相互之间的位置看起来确实起了非常微小的变化——它们不是完全固定不动的！

这是因为它们距离我们较近一些。

当地球围绕着太阳公转时，相对于更远处的恒星背景，我们从不同的位置观测它们。

这是幸运的，因为它使我们能直接测量这些恒星离开我们的距离，它们离我们越近，就显得移动得越多。

最近的恒星叫做比邻星，它离我们大约4光年那么远（从它发出的光大约花费4年才能到达地球），也就是大约23万亿英里的距离。

其他大部分肉眼可见的恒星离开我们的距离均在几百光年之内。

与之相比，太阳仅仅在8光分那么远！

可见的恒星散布在整个夜空，但是特别集中在一条称为银河的带上。

远在公元1750年，有些天文学家就提出，如果大部分可见的恒星处在一个单独的碟状的结构中，则银河的外观可以得到解释。

这个结构便是今天我们称为螺旋星系的一个例子。

之后不过几十年，天文学家威廉·赫歇尔爵士通过对大量恒星的位置和距离进行过细的编目分类，就证实了这个观念。

即便如此，这个思想在本世纪初才完全被人们接受。

1924年，我们现代的宇宙图象才被奠定。

那一年，美国天文学家埃德温·哈勃证明了，我们的星系不是惟一的星系。

事实上，还存在其他许多星系，在它们之间是巨大的空虚的太空。

为了证明这些，他必须确定这些星系的距离。

这些星系是如此之遥远，不像邻近的恒星那样，它们确实显得是固定不动的。

所以哈勃被迫用间接的手段去测量这些距离。

由于恒星的视亮度取决于两个因素：它辐射出来多少光（它的光度）以及它离我们多远。

对于近处的恒星，我们可以测量其视亮度和距离，这样我们可以算出它的光度。

相反，如果我们知道其他星系中恒星的光度，我们可用测量它们的视亮度来算出它们的距离。

哈勃注意到，当某些类型的恒星近到足以被我们测量时，它们有相同的光度；所以他提出，如果我们在其他星系找出这样的恒星，我们可以假定它们有同样的光度——这样就可计算出那个星系的距离。

如果我们能对同一星系中的许多恒星这样做，并且计算结果总是给出相同的距离，则我们就会相当地信赖自己的估计。

埃德温·哈勃用上述方法算出了9个不同星系的距离。

现在我们知道，我们的星系只是用现代望远镜可以看到的几千亿个星系中的一个，每个星系本身都包含有几千亿颗恒星。

从生活在其他星系中的人来看我们的星系，想必也类似这个样子。

我们生活在一个宽约为10万光年并慢慢旋转着的星系中；在它的螺旋臂上的恒星围绕着它的中心公转一圈大约花费几亿年。

我们的太阳只不过是一颗平常的、平均大小的、黄色的恒星，它位于一个螺旋臂的内边缘附近。

我们离开亚里士多德和托勒密的观念肯定相当远了，那时人们认为地球是宇宙的中心！

恒星离开我们是如此之遥远，使我们只能看到极小的光点，而看不到它们的大小和形状。

这样怎么能区分不同的恒星种类呢？对于绝大多数的恒星而言，只有一个特征可供观测——光的颜色。

牛顿发现，如果太阳光通过一个称为棱镜的三角形状的玻璃块，就会被分解成像在彩虹中一样的分颜色（它的光谱）。

将一台望远镜聚焦在一个单独的恒星或星系上，人们就可类似地观察到从这恒星或星系来的光谱。

不同的恒星具有不同的光谱，但是不同颜色的相对亮度总是和人们期望从一个红热的物体发出的光的光谱完全一致。

（实际上，从任何不透明的灼热的物体发出的光，有一个只依赖于它的温度的特征光谱——热谱。

这意味着可以从恒星的光谱得知它的温度。

）此外，我们发现，某些非常特定的颜色在恒星光谱里丢失，这些失去的颜色可依不同的恒星而异。

由于我们知道，每一化学元素吸收非常独特的颜色族系，将它们和恒星光谱中失去的颜色相比较，我们就可以准确地确定恒星大气中存在哪种元素。