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"title": "Contents"
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中国天文学会北京天文馆 官主办 日次 总第366期2011年第10期 月2011年10月1日出版 6~23 李昕 一个国际天文学家小组发现了一颗从恒星转变凝聚而成的固态钻石行星。它围绕着一颗脉冲星转动，位于巨蛇座,距离地球4000光年。 “哈勃”曾经把我们带入了幼年星系不为人知的世界，而“韦布”将会把我们带回星系的婴儿时期。“哈勃”的观测告诉我们,如果进一步向大爆炸回溯，我们就会看到绝对激动人心的事情发生。这将是第一代星系真正开始组建的地方，有许多令人兴奋的事情有待“韦布”去发现。 尊敬的读者 如发现本刊有印刷、装订等质量问题，请与北京博海升彩色印刷有限公司售后服务部联系退换，谢谢合作。 地址：北京市通州区中关村科技园通州园金桥科技产业基地环宇路6号 邮编：101102电话：010-60594509 24~27
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"title": "观星必备工具书《实用全天星图》"
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在电子星图大行其道的今天，纸质星图仍然是天文爱好者手边不可或缺的工具。多年以来,我国天文爱好者们所使用的多是翻译或者翻印自国外的星图。现在，《实用全天星图》的出版弥补了这一缺憾。 《实用全天星图》是一套J2000.0历元的全天星图，包含了亮于6.5等的9000余颗恒星,数百颗变星、双星,以及亮于9.5等的近干个深空天体。星图采用大比例尺绘制,符号清晰,标注准确。 《实用全天星图》主图共16幅。其中,南、北天极区各2幅,天赤道以北和天赤道以南天区各 6 幅。相邻星图之间,在赤纬方向有$2 0 ^ { \circ }$的重叠,在赤经方向有 2 小时的重叠。 《实用全天星图》的设计特别考虑了中国天文爱好者们的实际需求和使用习惯,它具备如下特点： 1）便于携带:本书为16开本——比A4幅面略小——不需折叠即可携带。 2）翻阅方便：星图为横开本,内页展开后,右页是星图,左页是对应的图表，一目了然。同时,为了使读者在观测中避免频繁翻动查找,相邻星图之间在东西方向上有$3 0 ^ { \circ }$的交叠,在南北方向上有$2 0 ^ { \circ }$的交叠，以保证大多数情况下观测目标能在同一幅图上找到。 3）中英对照：现在有很多望远镜的控制软件或者观测软件使用的是西文的星名和星座名,为中国的使用者带来不便。《实用 全天星图》中所有星座的中文名和西文简号同时标注,便于直接对照。同时,星图内还附有中英星座名称对照表和亮星名称对照表，可供查阅参考。 4）索引完备:本书封二为一幅全天星座索引图,可以迅速查找各星座所在的星图图号。在每幅星图的左侧还有该图所含星座的列表。并有一幅表示该图所在天区位置及相邻星图图号的简图。 5）图表结合：除了在图中绘制出深空天体和变星的位置以外,本书在每幅星图的左页包含一个深空天体表,列出了该图内所绘制的所有深空天体的观测数据，包括天体类型、坐标、亮度和大小等。同时附带变星星表,列出该天区内主要变星的光变范围、周期和历元。这些数据可以快捷地对照参考。 6）信息量大:在星名方面,除了传统的拜耳名称,还标注了大量的弗拉姆斯蒂德星号及变星名称。在主图之外,附加绘制了天文爱好者们最为感兴趣的3个天区的详图，即昂星团附近和猎户座大星云附近的星空详图(9.5等）,以及室女座A附近天区的深空天体详图。另外,本书封面和封底展开后就是一幅黄道带星图。 《实用全天星图》由北京天文馆、《天文爱好者》杂志社审定推荐。目前已经出版，定价26元,本杂志社提供邮购，挂号邮购价30元。 汇款地址：100044,北京西城区西直门外大街138号《天文爱好者》杂志社。电话：010-51583320。 封二 内页
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"title": "天文杂谈"
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45古天浮槎之冬览星居48诗词歌赋中的星座世界（七) 一二十八宿及其分野
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"title": "天文馆专栏"
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80澳大利亚朗塞斯顿天文馆84光学天象仪史话（八)日本天象仪（下）
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"title": "航空航天"
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88“月球重力恢复和内部实验室"发射
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"title": "奥赛专栏"
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922011年国际天文与天体物理奥赛理论试题93铭刻在心中的记忆一 一记第五届国际天文与天体物理竞赛95第五届国际天文和天体物理奥林匹克竞赛获奖名单
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"title": "爱好者之页"
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52 天文爱好者望远镜的磨制、安装与调整（七）54 深空天体观测入门攻略（五）58 探宝梅西叶(3) 60 流星雨标准观测（目视)指南（上) 63 流星漫谈(2) 66 我的SOHO彗星发现记67 新编天文灯谜十五则68 国际小行星搜寻最新成果69 仰望（贾梦琪） 遥望星空(杨帆) 70 天文科普的一项创举——“车载天象厅"研制成功71 崇明岛观星小记72 飞越石塘路——相遇英仙座火流星73 2011·草原辰星74 北京市第三届天文科普教育论坛成功召开76 草原星空敖包相会——记2011《天文爱好者》草原星空大会96 天文书刊资料邮购信息
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"title": "45~51"
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东北虎王玉民 80~87郭霞陈丹 88 ~ 9 1庞之浩 92~95翻译/陈冬妮李昕傅健洋
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"title": "52～封三"
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李德培山风逐旭李云鹏程思浩孙需源魏晓凡郭红锋 秦瑞强谭浩任萃毅王壮飞天津科技馆北京天文学会本刊记者 朱进摄 主管中国科协主办 中国天文学会北京天文馆编辑出版 天文爱好者杂志社社址 北京西城区西直门外大街138号邮编 100044 邮发代号2-352国外代号M175订购处 全国各地邮局（或本刊杂志社）印刷 北京博海升彩色印刷有限公司定价 10元 编委 下毓麟 曹 军 陈 丹 陈栋华陈培垫 崔石竹 崔振华 方成何香涛 姜晓军 焦维新 景海荣寇文 李元 李 竞 李冰梁涂章 林清 刘次沅 孟红宇欧阳天晶 钱汝虎 苏定强 苏宜温学诗 吴铭蟾 王广祝 王玉民谢懿 严家荣 赵 刚 朱宗宏 主编 朱进社长 齐锐常务副主编 陈冬妮法律顾问 苏洪玉 编辑部 齐锐李良李鉴陈冬妮张恩红摄影 刘合群信箱 amateur@ bjp.orgcn 读者服务部 于杰鸿李国良电话 010-51583320 13717671688信箱club@bjp.org.cn
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"title": "广告索引"
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封二：杭州天文科技有限公司第一页：广州博冠光电技术有限公司第五页：北京天极星光学仪器有限公司封底：昆明晶华光学有限公司
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"title": "全高清数字天象仪！"
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演示效果更清晰 轴向1080全高清分辨率 适用范围更广 最大支持到直径16m球幕 天象演示功能更强大附送新版本的天象软件 数字节目更丰富：赠送两部授权播放的数字天象节目优惠购买我们独家制作推出的数字天象节目 特别推荐一特价标清普及型数字天象仪 更多全高清和标清数字天象仪信息请访问：www.tianjixing.com或致电：010-6846003413311151449
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"title": "天象导报"
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每到深秋时节，狮子座流星雨都会给天文爱好者带来无限憧憬与期待,但它并非今年11月的精彩天象的主角。年内最后一次日偏食将在南极洲上演，此外月中的水星东大距期间，我们又迎来了观测这颗地内行星的时机。
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"title": "11月12日北金牛座流星雨极大"
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上期的每月天象预报里，笔者为大家介绍了今年南金牛座流星雨的活动情况。作为其“双胞胎兄弟”"的北金牛座流星雨，活跃期较前者晚一些，大约从每年的10月下旬持续到12月上旬。今年北金牛座流星雨预计将在11月12日迎来极大，当天是农历十七，月光几乎整夜都会对观测产生影响。当然，对于流量较小的流星雨来说，极大峰值并不明显。北金牛座流星雨每小时的流量不会超过5颗，因此没有必要特意在极大时对其进行观测，通常我们都是在观测狮子座流星雨时无意中看到几颗它的群内流星。 由于来源同为2P恩克彗星抛出的尘埃团，南、北金牛座流星雨有很多类似的地方，例如流星体速度较慢，亮流星较多，颜色偏白等。两者最大的区别在于极大时的辐射点位置，10月10日南金牛座流星雨极大时它的辐射点还位于双鱼座天区，而北金牛座流星雨极大时辐射点在昂星团附近，它才是名副其实的“金牛座流星雨”。 上一次水星大距为9月3日的西大距，之后的几天时间里，水星的观测条件都非常不错。但随着它逐渐“靠近”太阳，观测条件也越来越差。整个10月，我们都没有观测它的机会。进入11月，公转速度很快的水星已经来到了太阳的另一侧。对于北半球的观测者来说,11月中旬水星会在日落后出现在西南方的低空中。这半个会合周期内，它与太阳角距离最大的时刻出现在北京时间14日16时，由于水星此时位于太阳东侧，故被称为东大距。 水星绕太阳公转的轨道为椭圆，因此从地球上看来，水星每次大距时它与太阳的角距离并不固定，会在$1 8 ^ { \circ }$至$\angle 8 ^ { \circ }$之间变化。所以每次大距期间水星的观测条件也不尽相同。但观测条件的好坏也不单由两者的角距离决定,还与赤纬差有关。对于北半球来说，水星的赤纬若高于太阳，日出或日落时的地平高度就会更高，观测条件更好，而赤纬低于太阳时观测条件较差。如果是在南半球观测，情况则刚好相反。本次东大距水星与太阳的角距离为$2 3 ^ { \circ }$，按说不算太小，但其赤纬低于太阳，因此对于北纬$4 0 ^ { \circ }$地区来说，日落时水星的地平高度仅为$9 0$。如果低空透明度不太好，或西南方向有些遮挡，我们就很难用肉眼看到水星了。 本次水星东大距期间，它的亮度约为$- 0 . 3$等，下方1等红巨星心宿二由于落下更早，很难被观测到。但金星就在水星上方$2 0$左右，亮度约为-4等，以它为参考找到水星会比较简单。 11月14日水星东大距 2011年11月14日北纬$4 0 ^ { \circ }$地区日落时水星位置示意图
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"title": "11月18日狮子座流星雨极大"
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虽然被排除在北半球三大流星雨之外，但狮子座流星雨是真正的流星雨之王。历史上，它曾经出现过多次流量达到流星暴雨级别的爆发。1833年11月13日，美国东海岸观测到了每小时近三万颗流星的震撼流星雨，有人这样描述当时的情景：“整个天空被流星照亮，成千上万颗‘星星'在天上飞舞，就像下雪时漫天空雪花在飘扬。”1966年11月17日，狮子座流星雨再次爆发，美国西部每小时看到的流星数超过了10万颗。1998年，狮子座流星雨的流量又达到了每小时数千颗，让大多数现代人真切地认识到这位“流星雨之王”，无数人从此爱上了天文，爱上了流星雨的观测。2011年11月18日，全球共有三千万人共同观测了距今最近的一次狮子座流星暴雨，笔者也有幸亲眼目睹了这一壮观天象。 虽然爆发时流量很大，但狮子座流星雨在多数年份都默默 1833年11月13日狮子座流星雨（绘画） 2011年 11月 18 日黎明前狮子座流星雨辐射点位置示意图 无闻,每小时流量只有 20 颗左右。该流星雨的母彗星 55P 坦普尔一塔特尔彗星，回归周期为33年,这个数字也与狮子座流星雨的爆发周期有着潜在的联系。因此科学家们推测，下次的爆发估计要等到 2033 年或 2066 年了。 根据国际流星组织给出的预报，今年狮子座流星雨极大可能出现在北京时间11月18日上午12时左右。到时候我国已经是白天,因此欧洲和西非的观测条件更好。本次狮子座流星雨出现较大流量的可能性不大，即使有小规模爆发，持续时间也会很短。狮子座流星雨的辐射点位于狮子座反写“大问号"的中央（详见上图），11月中旬辐射点会在地方时午夜零时升起，我们只有在后半夜才能观测到其群内流星，因此前半夜的观测是没有意义的。但今年极大期间正值下弦月，月光会在整个后半夜对观测带来很大影响。 在这个季节，夜晚的气温已经非常低了，尤其是后半夜，保暖非常重要，因此大家在观测时务必准备一些很厚的冬装。狮子座流星雨的群内流星速度较快，多为蓝绿色，与同期活跃的南、北金牛座流星雨有明显区别。
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"title": "11月25日日偏食"
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虽说是今年四次日偏食的收官之作，但25日的这次日偏食由于距离我们甚远，不会受到太多关注。此次日偏食，可称得上是“南极日偏食”，见食区域几乎覆盖了这块除科考队员外无人类居住的大陆，此外，在非洲最南端和澳大利亚的塔斯马尼亚群岛可以观测到食分很小的偏食。 本次日偏食可见食分最大地点位于距南极洲很近的南太平洋中，最大食分0.9046,但太阳地平高度很低，观测条件一般。 南极洲降水少，湿度低，大气透明度和视宁度俱佳，因此是非常理想的地基天文观测点，近期很多国家都启动了南极天文观测站建设项目，越来越多的望远镜出现在这片大陆上，我国小型望远镜阵CSTAR也已经成功安装在了海拔4093米的南极洲内陆冰盖高点DOME A。南极天文观测站的建立，将为地基天文观测翻开薪新的一页。A （责任编辑张恩红） 2011年11月25日日偏食见食区域 食分很大的日偏食，笔者2008年8月1日摄于新疆伊吾
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"title": "2011年11月日、月及行星动态"
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太阳月初，太阳的视赤经、视赤纬为$1 4 ^ { \mathrm { h } } 2 3 ^ { \mathrm { m } } 2 2 . 1 8 2 ^ { \mathrm { s } } . - 1 4 ^ { \circ } \ \ 1 4 ^ { \prime } \ \ 3 5 . 6 3 7 ^ { \prime \prime }$；月末，太阳的视赤经、视赤纬为 $1 6 ^ { \mathrm { h } } 2 2 ^ { \mathrm { m } } 2 7 . 0 9 1 ^ { \mathrm { s } } . - 2 1 ^ { \circ } 3 2 ^ { \prime } 4 2 . 5 9 4 ^ { \prime \prime }$。本月太阳由天秤座运行到天蝎座。 8日2时35分立冬，太阳的黄经为$2 2 5 ^ { \circ }$。23日0时08分小雪，太阳的黄经为$2 4 0 ^ { \circ }$ . 月亮月亮过远日点和近地点的时间分别为11月8日21时和11月24日7时。月相为上弦、望、下弦和朔的时间分别为3日0时38分、11日4时16分、18日23时09分和25日14时10分。 水星昏星，日没时出现在西南方低空。11月14日水星到达东大距,与太阳的角距离为$2 3 ^ { \circ }$，日没时的地平高度约$9 ^ { \circ }$，亮度$- 0 . 3$ 等，不易观测。大距过后，水星又开始接近太阳。10日13时水星合心宿二,水星位于心宿二之北$2 ^ { \circ }$。24日18时水星留。26日18时水星合月，水星位于月亮之南$2 ^ { \circ }$。 金星昏星。由天秤座经天蝎座入人马座。日没时位于西南方低空，日没时的地平高度缓慢增加，到11月末增至$1 4 ^ { \circ }$左右，亮度约$- 3 . 8$等,在此期间，金星虽然逐渐远离太阳，但它的赤纬低于太阳赤纬，以至于金星在日没时的地平高度不大，不易观测。10日5时 金星合$\because =$宿二,金星位于心宿二之北$4 ^ { \circ }$。27日12时金星合月，金星位于月亮之南$3 ^ { \circ }$。 火星在狮子座顺行。火星从东方升起时间逐渐提前至凌晨0时左右，亮度约$+ 0 . 9$等，后半夜是观测火星的较好时机。10日13时火星合轩辕十四，火星位于轩辕十四之北$1 ^ { \circ }$。19日18时火星合月，火星位于月亮之北$8 ^ { \circ }$。 木星木星在白羊座逆行。11月份木星日落时位于东北方天空并于11月下旬转入东南方天空，约于次日凌晨5时落下，亮度$- 2 . 9$等，观测条件依然很好。10日3时木星合月，木星位于月亮之南$5 ^ { \circ }$ 土星在室女座顺行。土星在凌晨4时15分左右从东方升起，亮度$+ 0 . 7$等。23日6时土星合月，土星位于月亮之北$7 ^ { \circ }$ ·A (责任编辑张恩红) 2011年11月日出时水星的地平高度及方位（北京纬度）示意图 2011年11月日落时水星、金星的地平高度及方位（北京纬度)示意图 2011年11月行星轨道示意图之一 2011年11月行星轨道示意图之二 2011年11月月相图
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"title": "2011年11月行星出没图（北纬$4 0 ^ { \\circ }$"
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口曹军 上图显示每日日落到次日日出之间的五颗行星出没状态，及观测条件。包括晨昏蒙影时刻，水星与金星的出没时刻，火星、木星与土星的出没及中天时刻，以及月亮出没状态。横坐标为地方平时，纵坐标为日期。 图中外侧的两条纵向条带表示天文晨昏蒙影，中间交替的横向条带表示夜间有无月光。图中曲线的位置表示五颗行星升起、落下及上中天（火星、木星、土星)的地方平时。 当水星、金星的曲线出现在图左侧时，表示它们在日落后落下，为昏星；当曲线在图右侧出现时，表示它们在日出前升起，为晨星。 在火星，木星和土星冲日的前后，代表它们中天时刻的实线与图中0时的纵轴相交。全图见《2011天象大观》增刊。A 适宜观测地区：北纬40°附近 * 0 草 田对应观测时刻：立冬前后21点 小雪前后20点 D等星 1等星 2等星 3等星 4等星 5等星 星系 星云疏敬星团球状星团 11月南天星图 适宜观测地区：北纬40°附近 萧 * . · 0 公 田对应观测时刻：立冬前后21点小雪前后20点 0等星 等星 2等星 3等星 4等星 5等星 星系 星云 疏散星团球状星团 #
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"title": "最新发现"
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2011年8月下旬至9月上旬共发现命名了7颗彗星。 R.Wainscoat、M.Micheli、H.Hsieh 和LDenneau报告PANSTARRS巡天项目在2011年8月21日发现一颗新彗星，这个发现得到众多观测者的证实，彗星发现时的亮度19等，编号为C/2011Q1 (PANSTARRS)。根据最初观测得到的初步轨道显示，彗星于2011年10月25日过近日点，近日距3.2天文单位。这是PANSTARRS巡天项目发现的第4颗彗星。 8月26日,R．H.McNaught在进行Siding Spring 巡天项目观测时发现一颗新彗星，亮度14.5等，编号为C/2011Q2 (McNaught)，将于2012年1月30日过近日点，近日距1.36天文单位。这是Siding Spring巡天项目发现的第81颗彗星，也是McNaught发现的第65颗。 8月29日，R．H.McNaught在进行Siding Spring巡天项目观测时又发现一颗新彗星，亮度18.5等，编号为C/2011 Q3(McNaught),最初给出的轨道显示彗星将于2012年2月4日过近日点，近日距1.61天文单位，很可能是一颗周期彗星。随着观测数据的增加,最终确定这果然是一颗周期11.8年的短周期彗星，编号修改为P/2011 Q3(McNaught),过近日点时间修正为2011年8月1日，近日距2.3天文单位。 乌克兰的V.Bezugly和美国的 R.D. MatSOn各自独立报告在SOHO卫星SWAN探测器拍摄的图片上发现一个可能是彗星的目标，这个目标最早是在8月23日看到的。9月4日R.H.McNaught和M. Mattiazzo获得了这个目标的证认照片，目视观测显示这颗彗星的亮度为10.5等。彗星编号为C/2011Q4（SWAN),9月21日
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"title": "点替台"
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过近日点，近日距1.1天文单位。这是SOHO发现的第1671号彗星,SWAN发现的第10颗。这颗彗星在9月里适于南半球观测，北半球中纬度地区地平高度太低，难于观测。10月里靠近太阳，11月彗星出现在北半球早晨东方低空，亮度已下降到15等左右。 9月3日，澳大利亚的R.H.Mc-Naught 在进行 Siding Spring 巡天观测时，发现一颗16.5等新彗星，编号为C/2011R1(McNaught)。根据最初粗略的轨道显示，彗星将于2011年11月13日过近日点，近日距2.7天文单位。这是Sid-ing Spring 巡天项目发现的第83颗彗星，也是McNaught发现的第67颗。 L.Denneau and R. Wainscoat 报告PANSTARRS巡天项目在9月4日发现一颗新彗星，亮度17.5等，编号为P/2011R2 (PANSTARRS)，这是一颗短周期彗星，运行周期为6.2。最初的轨道显示这颗彗星将于2010年11月19日过近日点，近日距2.0天文单位。这是PANSTARRS巡天项目发现的第5颗彗星。 俄罗斯天文爱好者 Artyom Novi-chonok报告他和另一位爱好者Vladimir Gerke发现一颗新彗星，所用设备为Ka-Dar天文台40厘米口径的RC望远镜。彗星发现时的亮度18.5等，是一颗周期彗星，运行周期10.7年,2011年8月23日过近日点，近日距3.6天文单位。这颗彗星最初的编号为 P/2011 R3(Novichonok),由于通讯错误，Gerke的名字没能加上。不过，这不是不能改变的，几天后，彗星编号修改为 P/2011 R3(Novichonok-Gerke)。 另外，前边有两颗彗星一直没有命名，最近也加上了发现者的名字：P/2011 N1(ASH)、P/2011 NO1(Elenin)。
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"title": "近期关注"
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C/2009 P1(Garradd)彗星继续缓缓增亮,9月14日观测到的亮度为7.0等。10月里彗星在武仙座缓慢运行，亮度变化不 大，天黑后位于西方高空中，观测条件尚好。10月里彗星亮度可能会达到6.5等，它是近期最值得观测的彗星。 周期彗星45P/Honda-MrkoS-Paj-dusakova于9月28日过近日点，9月15日观测到的亮度为7.5等，和预报值相当。9月下旬以后，北半球中纬度地区可以在天亮前东方低空观测到它，10月里，彗星从狮子座运行到室女座，亮度从月初的7等多迅速下降，到月底，预报亮度已在12等以下，而且整个10月里，天文晨光始时彗星地平高度始终升高的不多。 C/2010 X1(Elenin)彗星本来可能成为近期最亮的彗星，亮度达到肉眼可见的程度，8月里亮度上升的比预计的还要快，8月19日观测到的亮度为8.1等，比预报值高出1等多，然而，此后彗星亮度转而变暗，迅速弥散，9月14日亮度已在10.5等以下，无法找到。估计这颗彗星已经分崩离析了。
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"title": "2011年10月依次过近日点的彗星"
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115P Maury、73P Schwassmann-Wach-mann 3、P/1996 R2 Lagerkvist、C/2011 N2 McNaught、49P Arend-Rigaux。A 2011年8月26日C/2009 P1(Garradd)彗星
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"title": "每月双星"
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口山东大学威海天文台任大勇 本期为大家介绍的是十一月份适宜观测的双星。 说明：$\textcircled { \mathrm { 1 } }$本文所给出的双星赤经、赤纬皆为J2000.0值$\textcircled { 2 }$笔者在实际观测中发现,除较亮的或颜色对比较强的双星组合外，双星的颜色并不十分容易分辨，并且每个人对颜色的敏感程度与区分能力是有差异的，本文所给出的双星颜色，除通过观测分辨外,还参考了一些资料,故下文列表中双星颜色仅供参考。$\textcircled { 3 }$为满足全国各地同好对双星观测的要求，适当增加了一些赤纬较低（较适合南方同好观测）的双星，因地域原因，部分双星笔者没能亲自观测,故对双星颜色及特征的描述可能存在误差,请谅解。  双鱼座内较适宜观测的双星
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amateur_astronomer_6e37c_1773
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{
"title": "双鱼座(Psc)"
}
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Z61(65Psc)：主星与伴星都为黄 色，两颗星亮度基本相同，角距非常小。$\sum 8 8 ( \psi \; ]$ $\mathsf { P } \mathsf { S } \mathsf { C } )$：一对很亮的双星，主星与伴星都为黄色，两颗星亮度几乎相同。
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amateur_astronomer_6e37c_1774
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{
"title": "玉夫座(Scl)"
}
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h3461(Scl):主星很亮,伴星相对较暗，角距很小,是一对物理双星,距地球约89光年。 h3461( Scl) ≥ 61(65 Psc)  玉夫座内较适宜观测的双星 Z88(1 Psc) ≥262( I Cas) $\Sigma$ 262( Cas)：主星很亮、为黄色，伴星很暗淡、为蓝色，角距较小,还有一颗亮度为6.9等、角距为$2 . 9 ^ { \prime \prime }$、方位角为$2 3 0 ^ { \circ }$的伴星B。A （责任编辑 陈冬妮) Z100(sPsc) Z100(Psc):一对较亮的双星,主星为白色,伴星为黄色。
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amateur_astronomer_6e37c_1775
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{
"title": "仙女座(（Add)"
}
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$\Sigma _ { } 2 0 5 ( \gamma$ Add)：一对非常亮的双星，主星为橙色，伴星为白色，是一对物理双星，距地球约355光年。 ≥ 205( Add) $\Sigma / 0 .$主星为黄色，伴星为蓝色，角距非常大，还有一颗亮度为10.9等、角距为56.3"、方位角为$2 0$的伴星 B。
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amateur_astronomer_6e37c_1776
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{
"title": "仙后座(Cas)"
}
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≥60(( Cas)：主星非常亮、为黄色，伴星为白色，是一对物理双星，距地球约19光年。 HII $2 3 ( \phi$ Cas)：主星与伴星都为黄色，角距很大，位于疏散星团NGC457之中。 ≥ 60( n Cas)  仙女座内较适宜观测的双星  仙后座内较适宜观测的双星
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amateur_astronomer_6e37c_1777
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{
"title": "掩星驿站"
}
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口张学军 本月适合观测的掩星事件总计有六次，其中月掩星事件两次，小行星掩星事件四次，这几次均适合爱好者进行观测。在这四次小行星掩星事件中，掩食时间均超过1秒钟，其中有两次均超过5秒钟，最长的一次长达10秒，为近年来所罕见。
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amateur_astronomer
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amateur_astronomer_6e37c_1778
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{
"title": "月掩星预报"
}
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月球在天球上每小时大约向东移动约半度，这样我们有时候就会看到它会遮盖住一些恒星或行星等天体，过段时间后，这些天体又会重新出现。由于受月相、恒星视亮度、月球高度等不同因素的影响，有时我们只能观测到被掩星在月球暗面消失（或出现）的现象，只有掩食较亮恒星时，我们才可以完整地看到全过程。对这些现象进行计时观测，得到的时间数据可以用来修正月球轨道精确数据、月角差、太阳视差、月球质量及因地球本身不规则的自转速度而引起的预报时间与观测时间之间的差异等问题，进而研究地球自转的不均匀性。对测定月球黄经与黄纬的改正值、历书时、研究双星，以及更准确预测月球的运动、提高被掩恒星的位置精度等，均有很高的价值。由于视差及各地位于掩食带内不同位置的原因，各地的见掩时间和掩食时间长短也不尽相同。以下表中时间为北京时间，列出主要几个城市所见月掩星情况，其他地区所见情况可参考距离表中最近的城市， 不过在时间上会相差几分钟。
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amateur_astronomer
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amateur_astronomer_6e37c_1779
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{
"title": "11月7日月掩双鱼座19号星"
}
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我国东北、华北大部、西北大部、西藏西部可见一次月掩双鱼座19号星的现象，19号星视星等为5.0等。当天是农历十二，月球光照面是$8 5 \% _ { \circ }$掩星现象为DD：暗面消失，BR：亮面出现。亮面出现时，月球的地平高度较低，受大气消光和月球亮面的影响，很难观测到掩终现象，因此就比较适合观测掩始现象。掩食带南界限线经过辽宁南部、河北中部、山西、陕西北部、宁夏中部、甘肃中部、青海和西藏地区，西宁可见掠掩现象。
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amateur_astronomer
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amateur_astronomer_6e37c_1780
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{
"title": "11月17~18日月掩巨蟹座$\\upalpha$星"
}
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我国东北、华北大部、西北部分地区可见一次月掩巨蟹座$\upalpha$星的现象，$\upalpha$星视星等为4.3等，当天是农历廿二，月球光照面是$6 0 \%$，掩星现象为BD：亮面消失，DR：暗面出现。 目前已有333份报告说掩星时恒星并非瞬间消失，所以非常需要你的观测报告。掩食带南界限线经过河北、山西中部、陕西北部、宁夏南部、甘肃南部，部分地区可见掠掩现象。 J2000.0历元。寻星图中圆圈内的星是被掩星，部分寻星图给出局部放大图，数字为恒星的视星等，例如79为7.9等,63为6.3等，依此类推。小行星掩食带示意图中的绿色线是掩食带中心线，蓝色线是掩食带界限线，红色线是$1 ~ \tt { \sigma } _ { \sigma }$（即小行星掩星现象有$6 8 \%$的信心会在这个区域范围以内的某些地方出先)掩食带误差界限线。掩食带上的时间是当地可见的大致掩星时间（均为北京时间）。由于小行星的轨道数据不是很精确，因此预报的掩食带位置可能会有误差，这就非常需要采用更多的观测数据来推测小行星的大小、形状，同时提高小行星轨道的计算精度，修正预报的掩食带位置的误差。
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amateur_astronomer
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amateur_astronomer_6e37c_1781
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{
"title": "11月8日11424号小行星掩8.9等星"
}
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这次掩星现象我国可见时间约发生在当日北京时间19时31分到19时33分，直径为12千米的11424号小行星1999LZ24，将遮掩鲸鱼座8.9等的恒星HIP2399,恒星赤经$0 \hbar 3 0 m 3 4 . 7 7 6 3 5$，赤纬一$1 3 ^ { \circ }$ 42' $5 4 . 9 5 4 ^ { \prime \prime }$，此星在鲸鱼座β星西北约5度多的地方，几乎在$\upbeta$星和星连线的中间位置。本次现象中,观测等级为9,即可见概率为$9 \%$。被掩星亮度将下降6.2个星等，掩食现象持续时间最长1.7秒。 掩食带由浙江东部开始进入我国，往西北方向穿过浙江北部、江苏西部、山东西南部、河北南部、山西北部、内蒙古东部地区，经
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amateur_astronomer_6e37c_1782
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{
"title": "小行星掩星预报"
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  以下所有恒星的赤经、赤纬坐标均采用 过我国境内的时间约为2分钟，其中嘉兴、丹阳、镇江、天长、济宁等地位于掩食带内，宁波、杭州、上海、南京、枣庄、徐州、邯郸、石家庄、呼和浩特、包头等地在掩食带$1 ~ \upsigma$的预报误差带中，也可能会观测到这次掩星现象。
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amateur_astronomer_6e37c_1783
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{
"title": "11月19日939号小行星掩7.9等星"
}
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这次掩星现象我国可见时间约发生在当日北京时间19时28分到19时39分,直径为18千米的939号小行星 Isberga，将遮掩双鱼座7.9等的恒星HIP5417，恒星赤经1h09m14.7015s,赤纬$1 2 ^ { \circ } \ 0 1 ^ { \prime } \ 4 3 . 6 7 2 ^ { \prime \prime }$ ,此星周围虽然没有比较明显的亮星，但木星恰在附近，被掩星大约在木星以西13度左右的地方。本次现象中,观测等级为51,即可见概率为$5 1 \%$，被掩星亮度将下降6.9个星等，掩食现象持续时间最长7.2秒。 掩食带由江苏南部开始进入我国，往西南方向穿过浙江西北部、江西、湖南南部、广西地区,经过我国境内的时间约为5分钟，其中太仓、昆山、苏州、湖州、德兴、吉安、井冈山、郴州等地位于掩食带内，上海、南通、杭州、黄山、景德镇、上饶、南昌、南宁、防城港等地在掩食带$1 ~ \mathrm { \sigma }$的预报误差带中，也可能会观测到这次掩星现象。
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amateur_astronomer
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amateur_astronomer_6e37c_1784
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{
"title": "11月29日2300号小行星掩9.4等星"
}
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这次掩星现象我国可见时间约发生在当日北京时间19时33分到19时35分，直径为14千米的2300号小行星Stebbins，将遮掩金牛座9.4等的恒星TYC1865—02045— 1u,恒星赤经$5 h 4 0 m 3 0 . 8 9 9 9 5$ ,赤纬$2 5 ^ { \circ } ~ 5 9 ^ { \prime }$ $3 8 . 9 6 3 ^ { \prime \prime }$，此星在御夫座五边形之一的β星东南大约4度半的地方。尤其需要注意的是：有一颗视亮度9.9等的恒星紧挨着被掩星，在距离被掩星大约2角分的位置，很容易对这次观测造成混淆，需要使用较高的倍率来将两者更好地分开,才能有效地避免其干扰。本次现象中，观测等级为15,即可见概率为$1 5 \%$，被掩星亮度将下降6.4个星等，掩食现 象持续时间最长1.3秒。 掩食带由黑龙江东部开始进入我国，往西南方向穿过吉林、辽宁北部和西部、河北、山西中部、陕西中部,经过我国的时间约为2分钟，其中饶河、四平、阜新、三河、涿州、太原等地位于掩食带内，佳木斯、七台河、牡丹江、哈尔滨、长春、铁岭、沈阳、通辽、鞍山、承德、北京、天津、石家庄、临汾等地在掩食带$1 ~ \upsigma$的预报误差带中，也可能会观测到这次掩星现象。
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amateur_astronomer_6e37c_1785
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{
"title": "11月30日957号小行星掩9.4等星"
}
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这次掩星现象我国可见时间约发生在当日北京时间18时46分到18时51分,直径为74千米的957号小行星Camelia，将遮掩双鱼座 9.4等的恒星TYC0618—00631— lu，恒星赤经$1 \, { \textrm h } 0 7 \, { \textrm m } 5 5 . 4 6 5 5 5$，赤纬$1 3 ^ { \circ }$ 48′ $0 6 . 4 8 5 ^ { \prime \prime }$，此星依然在木星附近，在木星以西偏北约13度半的地方，几乎在木星和 飞马座$\upgamma$星连线的中间。在被掩星南边约7角分处有两颗视亮度分别为9.2等和9.8等的恒星，对观测也很容易造成干扰，所以需要仔细辩别，不要认错被掩星。本次现象中，观测等级为20,即可见概率为$2 0 \%$ ,被掩星亮度将下降4.9个星等，掩食现象持续时间最长10.2秒,为历年来所罕见。 掩食带由内蒙古东部开始进入我国，一路南下穿过陕西、湖北西部、湖南西部、广西东部、广东西南部、海南东部，掩食带宽度约89千米，经过我国境内的时间约为5分钟，其中乌海、铜川、咸阳、西安、安康、恩施、吉首、怀化、洪江、桂林、玉林、信宜、高州、茂名、廉江、湛江、吴川、海口、文昌、琼海、万宁等地位于掩食带内，石嘴山、银川、榆林、中卫、固原、宝鸡、宜昌、常德、铜仁、凯里、柳州、梧州、肇庆、阳江、防城港、北海、三亚等地在掩食带$1 ~ \upsigma$的预报误差带中，也可能会观测到这次掩星现象。$J _ { \Delta } \}$
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amateur_astronomer
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amateur_astronomer_6e37c_1786
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{
"title": "每月变星"
}
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口程思淼
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amateur_astronomer_6e37c_1787
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{
"title": "SN2011fe(超新星）"
}
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8月24日于著名的旋涡星系、大熊座美丽的M101中发现的超新星。发现时亮度17.2等。第二天亮度上升到14等以上，之后一路飙升，9月初已达到最大亮度,略亮于10等。在这个亮度下，它能被明显地从背景星系中分开；并且由于所处位置（旋臂)并不是星系最明亮的区域，测光难度也不大。 10等的亮度已经使它成为20年来最明亮的超新星之一（之前是10.0等的II型SN1993J)，并且是近40年来最明亮的Ia型超新星（之前是8.5等的SN 1972E)。这显然是由于它所在的M101据我们"仅仅"2000万光年的缘故。 SN2011fe的出现，为广大爱好者和天文组织提供了非常难得的机会，能够见证并直接参与如此重要的科学事件。无论是目视、CCD、或数码单反都很适合它的观测——在接下来的几个月里，我们强烈建议大家在日出之前对这颗超新星进行持续的观测！ M101的寻星想必不用笔者多说，北斗七星中斗柄数第三颗玉衡(epsUMa)到第二颗开阳(zet UMa)连线一倍半正北  附注： 1.类型：SN-超新星，$\mathrm { X P - X }$射线脉冲星,SR-半规则型，$\mathrm { I N - }$星云致不规则变星，L-不规则巨星,M-Mira 型; 2.注： $[ \mathrm { x x } ] \! - \! 2 0 1 0$年AAVSO数据库中该星的数据个数，读者可根据此数据判断该星观测数据的需要程度；1-适合初学者观测,2－不那么容易，但可以用来练习技术,3一比较有难度，$0 -$适合城市观测，！一观测数据将很有价值！ 3.光变范围：这里为历史平均值，超新星为极值。 4.推荐设备：指2011年11月在良好条件下观测推荐的设备，$\mathrm { O } { - } \mathrm { O } { - } 5 0 \mathrm { m m }$左右口径双筒镜， $\mathrm { O = O - }$小望远镜${ \sim } 8 0 \mathrm { m m }$ $\scriptstyle { \mathrm { O } } = = \mathrm { O } - 1 5 0 \mathrm { m m }$以上口径望远镜。 5.本文所列证认星图的方向均是上北、左东。 图1:SN2011fe证认星图。背景叠加了DSS巡天底片。视野$1 ^ { \star } 1$度，极限星等14.5等，证认星图编号5261ejr。 图2:SN2011fe光变曲线。数据截至北京时间2011年9月20日6:00。 图3:XPer证认星图。视野$6 ^ { \star } 7$度，极限星等8.0等，证认星图编号5247apr。图中黑色所标星名都属于英仙座(Per)。 ABAur(御夫座AB) 图4:ABAur证认星图。视野$5 ^ { \star _ { 5 } }$度，极限星 等8.5等，证认星图编号5247apo。
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amateur_astronomer_6e37c_1788
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{
"title": "X Per(英仙座 X)"
}
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位于英仙座主体南部，接近昂星团的两颗星南。X射线脉冲星是指在X波段存在脉冲的一类系统。它的主星往往是呈椭球形的蓝超巨星，不反射X射线，以几天的周期自转，零点几等的光变就由此产生。脉冲周期一般在1秒到100分钟之间。如果能做精确测光更好。 一颗年轻的恒星，因为还包裹在星云中而呈现光变。位于御夫五边形比金牛两角靠北的iotAur星正南。对它的长期监测将有助于对恒星早期演化过程的理解。
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amateur_astronomer
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amateur_astronomer_6e37c_1789
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{
"title": "X Mon(麒麟座X)"
}
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麒麟座的半规则变星，与我们曾经介绍过的ZCMa位置接近，都可以通过大犬头部的4等星tetCMa连接星桥找到。预计10月20日极大，当然在所有时间里它的亮度都不难被观测到。 图5:XMon证认星图。视野$5 ^ { \star } 6$度，极限星等10.0等，证认星图编号5167idi。
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amateur_astronomer
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amateur_astronomer_6e37c_1790
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{
"title": "RAnd(仙女座 R)"
}
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仙女座著名的变星，是最明亮的Mira型变星之一。位于著名的仙女座星系M31西南4度处。预计11月23日极大，但需要注意的是它并不是每次极大都会达到7等左右的亮度，比如上次极大就仅有8等，因此要合适选择观测器材。 图6:RAnd证认星图(1)。视野$5 ^ { \star } 6$度，极限星等10.0等，证认星图编号5247ara。图中黑色所标星名都属于仙女座（And)。 图 7:RAnd证认星图(2)。视野$0 . 5 ^ { \star } 0 . 5$度，极限星等15.0等，证认星图编号5247arS。
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amateur_astronomer
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amateur_astronomer_6e37c_1791
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{
"title": "BUGem(双子座 BU)"
}
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位于双子座的不规则超巨星，长期监测将有助于对超巨星演化的研究。找星方面异常容易，位于双子左脚，著名的造父变星etaGem，疏散星团M35都在附近，因此观测它的时候还能欣赏到如披婚纱一般的M35的美丽身影。观测上需要注意的是，双子座要在23点以后与才能升到可观测的高度。 图8:BUGem证认星图。视野$6 ^ { \star } 4$度,极限星等8.5等，证认星图编号5247aqj。图中蓝色所标星名都属于双子座（Gem)。
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amateur_astronomer_6e37c_1792
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{
"title": "回顾"
}
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VCVn（2011.04期）：预计11月29日极大。凌晨3点以后可以在东北方低空找到它。 VGem(2011.01期）:预计11月30日极大。后半夜可以观测。
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amateur_astronomer_6e37c_1793
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{
"title": "结语"
}
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转眼间《每月变星》已陪大家走过了整整一年，也该和大家说再见了。在这一年里我们介绍的一百多颗变星，都是笔者 根据几年来的观测经验挑选的当月比较容易观测的、对器材要求不高（一般用一台双筒镜就能够观测）或者是非常著名，或者是有重要观测价值的变星。 当然，正如所有其他遥远天体的观测一样,变星的观测本质上是与季节没有关系的。因此切不可以为《每月变星》只有当月可看。 另一方面，变星的数目千千万万，决不是几篇文章就可以完整介绍的。笔者所写文章，是希望能把“变星观测”这一对爱好者来说十分重要有趣，国内却并不普及的项目介绍给大家。对于已经对变星观测有所兴趣的读者，笔者希望大家能够随时关注美国变星观测者协会（AAVSO,笔者在2010年11期《天文爱好者》上曾撰文介绍)的网站，那里会有变星观测的最新消息和各种资深爱好者的经验介绍以及观测指导，以及有关变星的观测和理论成果的介绍，还可以和各国变星爱好者在线交流。 近一年来,AAVSO收到的目视变星观测数据量呈下降趋势，对此，AAVSO主任MatthewTempleton颇为担忧（原文见http://www.aavso.org/usefulness-visu-al-observations，以下为部分翻译及解释，术语加注原文)： “对于变星观测而言，目视观测者贡献了规范而历史悠久的数据。很多变星的观测可以追溯到几个世纪之前，而对于AAVSO数据库中的大多数变星，它们的观测历史也有近一个世纪。这些亮度精度达到零点几星等、时间精度可以达到零点几天的数据，足以用来研究变星的长期行为( long-term changes )。 “首先，长周期变星(LPVsLongPe-riodVariables)作为宇宙中极为“短暂”的现象，在人类寿命之内就可以感知它的变化。对于Mira型或半规则(semiregular）变星，目视观测足以达到需要的精度，而观测的历史越长，我们就越有机会发现它们的长期行为，比如光变周期变化（已知的著名例子是RHya，见http://www.aav-so.org/vsots_rhya 或到 http:/www.aavso. org/sites/default/files/vsots/0502.pdf下载）、平均亮度变化（如UMon等RVB型变星）光变幅度变化等，这些都是科学家了解它们内部发生的长期物理过程的极
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amateur_astronomer
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amateur_astronomer_6e37c_1794
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{
"title": "本期天文视点：写在2011年8月的头条新闻之后"
}
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口北京大学科维理天文和天体物理研究所Richard deGrijs(何锐思）M.B.N.Kouwenhoven(柯文采）/赵开羿译
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amateur_astronomer
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amateur_astronomer_6e37c_1796
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{
"title": "一震撼人心的恒星爆炸"
}
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士刀新星的搜寻者最近几周显得相当活超跃。然而，当我们考虑到不断深入地认识恒星的消亡理论背后隐藏的巨大的益处的时候，这种表现也就变得不奇怪了。一方面，超新星是星系中众多最明亮的独立天体中的一员，在星系中超新星的风头有时候甚至盖过了整个星系—一因此它们可以在很遥远的距离外被观测到。反过来，这个特点常常使它们被用来当做天文的“标尺”：我们通过这些独特、剧烈的恒星爆炸，巧妙地利用超新星的已知属性来确定它们的距离，这是是非常可靠的方法。比如，天文学家已经发现我们所处的宇宙是在不断的加速膨胀，这表明宇宙 空间中充满了神秘的“暗能量”，这一发现就得益于超新星。 来自美国、英国和以色列的国际科学家团队利用安放在美国加利福尼亚州的帕洛玛山上的装有帕洛玛瞬时仪器（PTF）的自动天文望远镜于2011年8月底发现了一颗不寻常类型的超新星。超新星有两种类型，它们是由年老的恒星在演化中经历核心爆炸而形成。在一个质量超过8倍太阳质量的恒星正常生命周期的最后阶段，它的内部将产生塌缩，称为“内核塌缩”。这类恒星核心的能量停止产生，意味着没有一个能产生压力来平衡引力的机制，因此自然地发生灾难性的塌缩，并形 成一颗中子星或者黑洞的致密的天体。整个过程中伴随着大量存储在恒星内部的能量释放一一这种能量我们称为“势能” 因此恒星的外层被加热，然后被猛烈地抛撒出去。 并非所有的恒星最后都会变成超新星。如果恒星本身质量较小，并没有包含太多造成恒星核心塌缩的源物质，这个过程就不会发生。恒星核心不停发生着高能量的热核反应，将恒星内较轻的化学元素变成诸如碳、氧或者氮等重元素。而在恒星核心要点燃这些重元素，只有非常大质量的恒星才能做到,这类恒星内部能达到极高的压力，小质量的恒星不符合这一条件。在恒星消亡前，恒星将会变成“白矮星”，不再通过核聚变产生自己已的能量，仅仅是向外部辐射原核心的残余能量。在通 为重要的信息。我们不能预知哪些变星将在未来展示出不同寻常的行为，但我们相信，只要一直观测，一定会有变星表现出这些行为。除了长周期变星之外，还有很多如北冕 R型变星(RCBstars),矮新星（dwarfnovae）及其它激变星（CVs,cata一clysmicvariables），伴生星（symbiotic stars），以及各种年轻天体如金牛座T(T Tau)等，它们也都会表现出长期行为。 “其次，对于一颗变星，我们对它的每一次观测可能有很大的误差（又称噪声），甚至噪声比信号还要强。但由于噪声是随机的而信号是固定的，只要有足够多的数据，最终信号会占主导（称为噪声原理)。对于具有严格周期的变星，如造父型、天琴座RR型等，目前流行的精确测定光变曲线的方法是用测光方法，但是对于没有测光覆盖的变星，使用目视数据也可以测得很准确。如果我们把数据标在星等一相位(phase)图上，就如同把不同周期的数据 叠在一起，这样就会得到很多数据点，进而把噪声降得足够小。 “AAVSO数据库中保存着很多变星极为悠久而完整的观测资料，上世纪末目视数据量更是快速增加，使得长周期变星光变曲线的精度足以和最精确的测光计相媲美。但2010年来，由于观测者积极性降低，目视数据量出现了明显的下降，当年数据量只及最多的1995年的$1 / 3 _ { \circ }$由于测光数据和目视数据的差异是明显而又原因复杂的，我们目前很难将两者完美地统一起来——这意味着只有目视数据有着悠久的历史，并且,如果我们不能又有效的措施制止这种数据量下降趋势，很多由于我们前辈不懈努力而持续了一百多年的光变曲线将有可能就此中断，或因为数据不够而达不到需要的精度。” “我们希望在2011年能通过为大家提供更好的关于观测目标的指导将这种形势扭转。我们的讨论总结为一句话，那 如果你是一名目视观测者，请继续你的观测！你正在做的事情非常非常重要！” 因此,对于目视观测者来说，请从那些有观测历史的长周期变星开始！它们容易上手，而且你的数据非常有用！反过来，如果是数据很少的变星，那么如果能进行高精度的测光观测，那么将会为研究提供另一方面的资料。 20世纪以来出现的被仔细观测的新星有90颗左右，对它们的观测几乎都是由业余观测者用眼睛进行的（而不是天文台做的测光），正是有了这千百观测者细致而耐心的观测，我们才得以了解新星的很多信息（见Strope et．al，2010)。让我们向他们致敬，并向他们学习一一每年提供至少50个数据，对你来说并不会很难，但它会对天文学家很有帮助！ 最后，祝大家观测愉快！A （责任编辑李鉴） 图1:超新星PTF11kly的图像。拍摄于 2011年8月24日星期三,使用的是拉斯维加斯天文台的全球网络天文望远镜。感谢：贝宁富尔顿,LOCGT 图 2:这几幅图像显示的是 la 型超新星 PTF 11kly,在头三天最早拍摄到的图像。左图拍摄于 8 月 22 日,显示的是在超新星爆发前,比人类肉眼可观测到的亮度要暗弱 1百万倍。中间这张图像拍摄于8月23日，显示超新星比人类肉眼可观测到的亮度要暗弱1万倍。右图拍摄于8月24日,显示该事件比前一天要明亮 6倍。感谢:彼得 纽金特 /实验室和帕洛玛天文台 常情况下,白矮星将会安静地死亡,慢慢变得黯淡，直到它们完全消亡。 然而,很多恒星都拥有同伴。在很多情况下，白矮星都有着多个“正常"的类太阳伴星，由以色列专家主持的一个研究组本月在著名的《科学》(Science)杂志上作 出了上述推断。重力的吸引有可能导致“伴星”恒星的表面物质转移到白矮星上，白矮星将慢慢获得越来越多的物质。然而，物质的增加将导致更强大的引力，一旦白矮星的质量上升到比我们太阳质量还要大 $4 0 \%$时，它将无法对抗引力塌缩。缩会令 温度升高，这又反过来启动它核心的碳和氧发生进一步的热核反应。最终结果就是—一核爆炸！想想吧，一个像太阳这么大质量的物体发生核爆炸，这就是我们所见到的超新星爆发。 事实证明，热核爆炸发生的强度是非常容易预测的。这意味着，我们可以使用这样的超新星观测在距离尺度上连接它们（在超新星出现的星系中)。这种类型的超新星，是“Ia型”，是我们已知的在宇宙中最大的距离尺度上拥有的最好和最可靠的距离示踪天体。可惜的是，虽然我们已知的知识认为这个近似是可行的，但是我们不知道其中的真正原因！这种导致热核爆炸的物理机制和过程,我们知之甚少。 因此，在风车星系（梅西叶101)附近，距离约210万光年处，新发现一颗的这种类型的超新星，在9月引起天文学家和新闻媒体的极大兴趣。这个神秘的天体，被称为“PTF11kly”,是最近40年来发现的离我们最近的超新星，它在爆炸后仅仅几个小时就被发现，科学家预计它的亮度将会迅猛增加，然后才再次黯淡下去。果然，发现团队报告该超新星与最初第一天的观测相比,增亮了20倍。这一发现引发了世界各大望远镜对它的观测热潮，研究组还甚至还很幸运地申请到了哈勃空间望远镜进行观测。 搜寻处于爆发初期的超新星，使我们能获得直接观测爆炸星外层的难得机会，这有助于了解是何种恒星处于爆发事件的中心。如果我们较早地找到它,把它与恒星爆炸相结合考虑，就可以发现在恒星爆炸过程中未燃尽的部分!反过来,这将提供急需的新线索来解决困扰了科学届 70 年来的超新星起源难题。 在天文学上有所发现实在是一个运气问题，虽然这个特殊的例子也清楚地强调了设置一个专门的观测、快速计算能力和快速反应的国际科学合作者的重要性。科学,特别是天文学,是一项需要国际共同努力的研究活动,它超越了国界和政治因素。只有通过国际间的合作和与同事分享我们的研究结果,这样才能取得显著的进展,并获得里程碑式的发现。这个例子也表明我们并不需要利用世界上最大的望远镜来获得令人激动的发现：事实上发现PTF 11kly的望远镜的主镜直径仅仅是1.2米！
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"title": "视点2超新星还是恒星的自相吞噬？"
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士刀新星的爆炸往往造成几倍太阳质量超的黑洞形成。这种物体就是我们通常称为恒星质量的黑洞。然而，还有另一种的黑洞，即“超大质量”黑洞。这种黑洞的质量高达太阳的上百万倍，并且存在于星系的中心。对于我们自身所处的银河系，也存在这样的情况，在银河系的核心处拥有一个400万倍太阳质量的黑洞。 黑洞拥有神秘的属性，那就是任何东西都不可能从黑洞中逃出，即使是光也不行！由于可见光和其他形式的辐射（例如射电波和X射线)也无法逃逸出去，我们无法直接看到黑洞。因此,很难找到黑洞。不过，现在也有几种方法来间接探测黑洞。一种研究黑洞的方法是寻找落入黑洞的物质。在这些大气粒子进入黑洞之前，粒子达到了非常大的速度,频繁地与周围的粒子相互碰撞。粒子间的不断碰撞导致了强烈的X射线辐射，这种X射线辐射可以通过空间望远镜进行观测（这种辐射产生于黑洞之外，因此仍然可以逃逸到星际空间中并且被我们的望远镜所探测到)。 另一种探测方式依赖于研究黑洞附近的恒星的运动。这些恒星能够感受到黑洞强大的引力，从而使自身的轨道发生改 变。当我们看到一个恒星的运动路径发生改变，我们就可以推断，这颗恒星的附近必然存在具有强大引力场的天体。如果我们没有发现任何产生这种吸引力的来源的物体,那么它很可能就是一个黑洞。通过观察星系中心和中心附近的恒星运动，有可能确定黑洞中心的位置和质量。 通常情况下，恒星只有在它感受到黑洞引力的条件下才会改变它的既有轨道。然而，当一颗恒星游荡地过于接近黑洞的时候，非常有趣的事情也可能发生。在这种情况下，恒星有可能被黑洞捕获，不能顺利地逃逸，而且恒星最终将被黑洞所吞噬掉。 与我们所期望的不一样，一个黑洞不会把恒星整个一起消耗掉。相反，黑洞首先会将恒星完全摧毁，随后消耗掉形成该恒星的大气。这是由于黑洞的潮汐力所造成的。想象一下在黑洞附近的恒星，恒星上更接近黑洞的一侧的物质所受到的黑洞的吸引力要远大于恒星上离黑洞较远的物质所受到的吸引力。在恒星上的两侧物质所受到的吸引力的差异被称为潮汐力。这种力同样是地球上的海洋潮起潮落的原因，虽然在地球上，海洋的水位是受 到了月球较小的牵引作用而发生变化。但是,在黑洞存在的情况下,潮汐力可以变得非常巨大。如果恒星足够接近，潮汐力的力量可以大到将恒星完全撕裂成碎片。 恒星很少能够接近黑洞到能够被撕开的程度，但是这偶尔也会发生。这种事件最近就被探测到了。2011年8月28日，SWIFT（“雨燕”)空间望远镜项目就发现了一次突发的X射线辐射爆发，该辐射来自与天龙座的方向。这次事件被命名为“雨燕$3 1 6 4 4 + 5 7 "$，最初认为是一个大质量的爆炸，比如超新星爆发或者是伽马射线暴。（伽马射线暴是宇宙自大爆炸以来最为剧烈的爆炸现象。） 被摧毁的恒星和随后被加速吸积到黑洞的恒星大气是非常活跃的，在远距离外也可以看到。在恒星被撕裂之后,死亡恒星的大气将会沿着黑洞的吸积盘围绕着黑洞旋转几周，直到最终落入黑洞之中。当恒星大气绕黑洞旋转时，温度将会提升到百万摄氏度以上，从而开始产生X射线辐射。这种X射线辐射被“雨燕"空间望远镜所探测到。 吸积到黑洞的物质通常伴随着两种高速逃逸地物质组成的喷流。大多数吸积盘上的物质最终将落入黑洞之中，但是极小部分也会通过喷流的方式逃逸出去，这种喷流是垂直于吸积盘方向的。在这种喷流中很少有物质存在，但是它运动的速度 图3:这幅连续插图，科学家认为可能是swift $1 1 6 4 4 + 5 7$的形成步骤。感谢:NASA/戈达德太空飞行中心/"雨燕"项目组 图4:通过雨燕×射线望远镜的观测表明，Swit $J 1 6 4 4 + 5 7$源来自于 39 亿光年外的一个暗弱的星系。通过甚长基线阵(VLA)的望远镜我们用射电观测证实了这一点。这个源仍然以超过一半光速的速度在向外扩张。感谢:NRAO/CfA/Zauderer等人。 非常高，可以达到光速的一半以上。当喷流中的粒子与星际空间的粒子相互作用时,其相互作用的结果就会以强辐射的射电波形式显示出来。 这些射电波可以通过地球上的射电望远镜探测到。在"swift $J 1 6 4 4 + 5 7 ^ { \prime \prime }$事件中,在X射线爆发后的3天，射电波段也出现了强烈的爆发。射电发射区正在以大约一半光速的速度向外扩大。通过时间上略有延迟的跟踪研究射电发射区的运动，研究者发现射电喷流和X射线暴是同时形成的。这样就排除了由于超新星爆发或者伽马射线暴导致这次事件发生的可能。这次的爆发，反而更可能是由于恒星太过于接近超大质量的黑洞而造成的。 观测是现代天体物理学的重要工具。观测往往超出了经典的可见光观测范畴。通过结合从射电波段到X射线的不同波段的观测，有可能揭示宇宙的奥秘。通过仔细地研究天空，甚至有可能发现罕见的事件，包括神秘的天体，例如黑洞。天体物理学并不仅仅是观测天空，更重要的是，能够解释我们所能看到的和看不到的事件。A
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"title": "关于作者"
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Richard de Grijs Richard de Grijs(何锐思),2009 年 9 月起担任北京大学科维理天文与天体物理研究所(KIAA)的全职教授。他在1992 年和 1997 年在荷兰的格罗宁根大学获得分别获得天体物理学的本科和博士学位,随后参加了在弗吉尼亚州州立大学(美国,3 年)和剑桥大学(英国,3 年)的博士后研究工作。在 2003 年谢菲尔德大学(英国)获得他人生中的第一个固定位置,在那段时间他经过一系列的快速晋级,从讲师晋升为高级讲师和学者(相当于副教授)。他是《天体物理学》杂志(《Astrophysics》,天体物理学领域国际领先的杂志)的一名科学编辑,同时还是上海天文台(中国)和庆熙大学(韩国)的访问学者以及谢菲尔德大学(英国)的“荣誉学者”。他的研究集 中于星团物理范围,包括星团中恒星的组成、动力学和与主星系之间的关系。他最近完成了在天文学里研究生层次教科书中关于确定天体距离的方法和物理意义。 M.B.N.(Thijs)Kouwenhoven(柯文采),自 2009 年中以来在北京大学科维理天文研究所担任 Bairen 研究教授。他出生在荷兰,并顺利地在莱顿大学(2002 年)取得了本科学位,随后在阿姆斯特丹大学（2006 年）取得了天体物理学博士学位$o 2 0 0 6$年到 2009 年间,他曾在谢菲尔德大学(英国)担任助理研究员,此后他接受了北京大学提供的工作机会。在 2009年他被授予了由国际天文学联合会提供的著名的“彼得和帕特里夏格鲁伯”奖学金。柯文采的研究主要集中于星团、双星和多星系统以及行星系统的形成和演化等方面。 M.B.N.Kouwenhoven (责任编辑李鉴）
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"title": "甚大望远镜拍摄室女“双眼”"
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欢 ，洲南方天文台的甚大望远镜拍摄了室女座中漂亮而奇特的“双眼"星系对的动人图像。这两个星系间距大约 100,000光年。由于这两个星系白色椭圆形的星系核外表相似且在望远镜的视场中看上去就像是黑色背景上的一双眼睛,因此得名。 “双眼"星系对中较大的一个 NGC4438 曾经是一个旋涡星系,但在过去的几亿年里它和其他星系间的碰撞已经让它面目全非。虽然这两个星系拥有相近的中心，但它们的外围却迥然不同。位于照片右下角的星系 NGC 4435 小而紧密,几乎没有气体和尘埃。与之形成对比的是左上角的 NGC4438,一道黑的尘埃带在其核心的下方清晰可见,在其左边则可以看到年轻的恒星和延伸到图像边缘的气体。 和另一个星系的碰撞过程剥离了 NGC 4438 的大量物质。这一过程也破坏了它的旋臂结构。在 30 亿或者 40 亿年之后,当银河系和仙女星系碰撞的时候,同样的事件也会发生。 NGC 4435 也许就是幕后的“黑手"。一些天文学家认为,它对 NGC 4438 的破坏源自约 1 亿年前两者的密近交会,当时它们的距离不足 16,000 光年。虽然较大的星系受到了破坏,但较小的星系受害更甚,它使得 NGC4435 失去了绝大部分的气体和尘埃。 甚大望远镜拍摄的室女座“双眼”星系对。版权:ESO/Gems project。→ ↑型矮星的艺术概念图。版权:NASA/JPL-Caltech。
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"title": "发现温度最低恒星类型"
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当于人的体温。 这类天体被称为丫型矮星,天文学家已经寻找了它们十多年,但之前一直没有成功。在可见光望远镜中，它们几乎不可能被看见。而大视场红外巡天探测器的红外观测能力使得它最终发现了 40 光年以内相对靠近太阳的 6 颗 Y型矮星所发出的微弱辐射。 丫型矮星是褐矮星家族中温度最低的成员，而褐矮星有时则被认为是“失败"的恒星。它们的质量太小无法在其核心进行核聚变，因此无法像太阳那样稳定持续燃烧几十亿年。相反,随着时间的流逝,它们会冷却变暗,进而发出红外辐射。 天文学家研究褐矮星是为了更好地了解恒星的形成以及太阳系外行星的大气。褐矮星的大气和木星这样的气态巨行星类似,但更易观测,因为它们单个出现,远离耀眼的恒星光芒。 到目前为止大视场红外巡天探测器已经发现了100 颗新的褐矮星,预期还会有更多。在这 100 颗中,有 6 颗是 Y 型矮星。其中 WISE $1 8 2 8 + 2 6 5 0$是温度最低褐矮星的纪录保持者,其大气温度不足$2 5 9 c$ ,比室温还低。 这些Y型矮星同时也是太阳的近邻。其中WISE，1541-2250的距离约为9光年,是距离太阳第7近的恒星级天体。
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{
"title": "脉冲星旁的钻石行星"
}
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个国际天文学家小组发现了一颗从恒星转变凝聚而成的固态 钻石行星。它围绕着一颗脉冲星转动，两者位于巨蛇座，距离地球4,000光年。 脉冲星是半径约10千米的天体，会发出射电波。随着自身的转动，其射电波会往复地扫过地球，形成可以被射电望远镜探测到的规则射电脉冲。天文学家注意到，这一新发现的脉冲星PSRJ1719-1438的脉冲到达地球的时刻存在系统性地变化，由此推断出它正受到围绕它的一颗行星的引力吸引。 它们的距离为600,000千米，绕转周期为2小时10分钟。由于这一间距如此之小，因此该行星的直径不会超过60,000千米，否则就会被脉冲星的引力撕裂。它的密度至少和铂相当,暗示它是曾经的一颗大质量恒星被其脉冲星伴星吸走绝大部分质量后所留下的核心。 PSRJ1719-1438是—颗毫秒脉冲星，每分钟自转超过10,000次。大约70%的毫秒脉冲星拥有伴星，它们也正是通过吸积伴星的物质而加速自身的
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{
"title": "特立独行的旋涡星系"
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个具有多种前所未见特性的星系正在告诉天文学家们在星系和星系团成长过程中起到关键作用的一些过程的信息。 这个被天文学家称为“斯佩卡"的星系是仅有的第二个拥有大型、强劲喷流的旋涡星系,其喷流中的亚原子粒子都在以接近光速的速度运动。它同时也是显现出这些活动出现在三个不同时期的仅有的两个星系之一。 超高速巨型喷流是由星系核心的超大质量黑洞所驱动的。椭圆星系和旋涡星系的中央都含有超大质量黑洞，但却只有斯佩卡和另一个旋涡星系被观测到具有大型喷流。在十几个椭圆星系中已经看到了喷流出现和消失的时期，但只有一个椭圆星系和斯佩卡一样有证据表明其中存在三个明显的时期。 斯佩卡距离地球约17亿光年,和其他约0个星系一起组成了一个星系团。它们为宇宙更早期年轻星系和星系团的样子提供了线索。那时,类似该星系团中的星系会通过相互间的碰撞获得额外的物质,经历恒星的爆发式形成过程,并且和从外围落入星系团的原初物质发生相互作用。 观测共在斯佩卡周围发现了三对射电发射瓣，说明存在三个不同的喷流时期。其中最外层的是被落入星系团的物质所产了宝贵的线索。 个在光学(右下)和射电波段观测到的斯佩卡。版权： 转速的。而这颗毫秒脉冲星和其伴星的距离这么得近，说明该伴星只能是失去了外部包层和 $9 9 . 9 \%$以上原始物质的白矮星。它的大部分是碳和氧，而其密度则显示这些物质必定是晶体。于是,这颗行星在很大程度上就是一颗钻石。
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"title": "不应该存在的恒星"
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个天文学家小组使用欧洲南方天文台的甚大望远镜观测了狮子座中的一颗暗弱恒星 SDSS J102915+172927,发现它所含的比氨更重的元素(被天文学家称为“金属”)的量是已知最少的。它的质量比太阳小,但年龄却可能超过了130亿年。 个毫秒脉冲星PSRJ1719-1438及其行星的概念图。其中黄色圆圈为太阳的大小，用来和行星的轨道大小作比较。版权：SwinburneAstronomy Productions/Swinburne University of Tech-nology. 之前广为接受的理论预言，这样的低质量且金属含量极低的恒星不应该存在,因为它们形成的物质云永远也不会凝聚到一起。SDSS J102915+172927 很暗同时又贫金属，,因此最初的观测只发现了一种比重的元素：钙。为此,天文学家不得不动用甚大望远镜来对它进行更为细致的观测,寻找其他的元素。结果发现,其金属的含量不足太阳的$1 / 2 0 , 0 0 0 _ { \circ }$ 宇宙学家认为,最轻的化学元素氢和氨是在大爆炸之后形成的，此外还有一 些锂。而其他几乎所有的元素都是通过恒星合成的，然后再由超新星把它们播撒到星际介质中，使得由此形成的新一代恒星含有了更多的金属。 SDSSJ102915+172927另一个令人吃惊的地方是它缺少锂。如此年老的恒星应该具有和大爆炸之后不久的宇宙相似的组成。但实际测量到的锂含量最多只有由大爆炸预期的2%。 也许这一奇异的恒星并不是独有的，天文学家们正在计划寻找更多的此类天体。 个不应该存在的恒星 SDSSJ102915+172927 (箭头所指)。版权:ESO/Digitized Sky Survey 2。 ↑由左至右展示了中子星并合的过程，在该过程所抛射出的物质中发生的核反应制造出了重元素。版权:S. GorielylA。 Bauswein/H.-T． Jan-ka/MPA。
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{
"title": "中子星碰撞铸造黄金"
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过细致的数值模拟天文学家证实,宇宙中最重的化学元素巴有可能是由中子星间的猛烈碰撞所产生的。 绝大多数较重的化学元素都是由恒星内部的核聚变反应产生的。然而,这一过程到铁就终止了,因为进一步的聚变反应需要从外界注入能量。虽然比铁更重的元素无法由核聚变产生,但它们可以通过俘获中子而来。 这涉及到两大主要过程：在中子密度较低的环境中发生的慢中子俘获过程和需要极高中子密度的快中子俘获过程。快中子俘获制造了大部分比铁重的元素,包括铂、金、针和环。但它是在什么天体中进行的仍有待回答。
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amateur_astronomer_6e37c_1806
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"title": "潜藏着的数千颗定“时炸弹”"
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新的研究发现，一些白矮星唯有保持快速地自转才能免于超新星爆新发。虽然在银河系中尚未发现这样的“定时炸弹”，但预计它们的数量会有数千个。 白矮星是业已停止核聚变的恒星遗迹。它的质量通常可达太阳的1.4倍，被称为钱德拉塞卡质量。质量更大的白矮星会由于引力过强而导致其缩并引发失控的核聚变把整个星体炸碎，成为Ia型超新星。 有两种途径可以让白矮星超过钱德拉塞卡质量：吸积伴星的物质或者是两颗白矮星碰撞。绝大多数天文学家倾向前者，但在大多数Ia型超新星中却没有看到其应有的迹象。 例如，在爆发附近应该会看到少量的氢和氨气体，但事实上没有。这些气体是还没来得及被吸积的气体，或者来自在爆炸中被瓦解的伴星。在超新星退去之后，天文学家试图寻找输出物质的伴星，也没有成功。 白矮星的自转也许可以解决这个难题。其自转加速和减速的过程会使得吸积之后的爆发推迟。随着白矮星吸积物质，它也得到了角动量，自 在数百万年的相互绕转靠近之后，两颗中子星间的剧烈碰撞为此提供了一种可能。现在天文学家们第一次能够模拟碰撞的所有阶段，包括两颗中子星在此期间的演化和在它们抛射物中的元素形成。 就在并合之后的瞬间，潮汐和压力会抛射出数个木星质量的超高温等离子体。一旦它冷却到不足100 亿度,许多核反应就会发生,包括能产生重元素的放射性衰变以及超重核的裂变,后者会大幅削减最终的元素丰度对并合初始条件的依赖。 模拟的结果和在太阳系中观测到的最重元素的丰度相符。而考虑到中子星碰撞的数量，它们也就成为了宇宙中最重化学元素的主要来源。 ↑白矮星爆炸的概念图。版权：DavidA.Aguilar/CfA。 转加速。如果它转得足够快，就能维持住大于钱德拉塞卡质量的额外物质，成为一颗超钱德拉塞卡质量白矮星。一旦吸积停止，其自转逐渐减慢无法抵御引力，就会引发Ia型超新星。 整个过程可以持续10亿年，这使得其伴星会演化成另一颗白矮星，周围的物质也会消散。
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"title": "“火星快车”拍摄罕见湖泊三角洲"
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欧 洲空间局的火星快车探测器拍摄了火星上罕见的曾经是湖泊的环形山以及其中三角洲的照片。这一三角洲是古代深色物质在水中的扇形沉积，说明火星过去拥有比现在更为湿润的气候。 这一三角洲位于火星南部高地的埃伯斯沃尔德环形山中。这个直径65干米的环形山在图的右侧呈现半圆形，形成于 37亿年前小行星对火星的一次撞击。它的边缘至今只有右侧部分尚保存完整,其余的仅剩下残垣断壁或者根本就消失了。之后的一次撞击造就了占据图片左侧的霍尔登环形山。由此喷溅出的大量物质掩埋了部分的埃伯斯沃尔德环形山。 然而,在埃伯斯沃尔德环形山可见部分的右上角,这个三角洲和河网被很好地保留了下来。该三角洲的面积为115 平方千米。在环形山的上方则可以看到婉蜓的河道，水由此注入了其中,形成了湖泊。 在这个古代湖泊中形成了三角洲沉积之后，更新的沉积物又覆盖了河网和三角洲的大部。之后,在三角洲地区这些可能是由风带来的第二批沉积受到了侵蚀,显现出了这个三角洲结构。 美国宇航局的火星环球勘测者探测器第一个发现了它，这些特征说明这个环形山曾经拥有湖泊。类似的地貌暗示，在火星早期液态水曾在其整个表面流尚。
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{
"title": "常被忽视的疏散星团 NGC 2100"
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洲南方天文台的新技术望远镜拍摄了疏散星团 NGC 2100 的绰约景蛛星云的发光气体所包围,年龄约 1,500 万年。 由于毗邻令人印象深刻的蜘蛛星云和超星团 RMC 136,NGC 2100 往往会被人忽视。在这幅图中,蜘蛛星云的发光气体甚至会抢去它的风头。图中的恒星所呈现出的是它们的天然颜色，红色的电离氢和蓝色的电离氧则弥漫在它们之间。 星云所显现出的颜色取决于点亮它的恒星的温度。蜘蛛星云里的高温年轻恒星位于图的上方和右侧,它们足以使得氧发光,呈现为蓝色的星云状物质。在 NGC 2100 下方,红光要么来自 RMC 136 中高温恒星所能影响到外围,要么是这个区域中低温、年老的恒星激发氢的结果。构成 NGC 2100的恒星年龄较大、能量较小,在它们周围仅有少量或者没有星云状物质。 NGC 2100 是一个疏散星团,其恒星间的引力相对松散。疏散星团的年龄大约为数千万到数亿年,在彼此间的引力相互作用下最终会瓦解。而一些球状星团的年龄则和宇宙的相当。因此虽然 NGC 2100 看上去要比其在大麦哲伦云中的邻居更为年老,但按照星团的标准它还很年轻。 个位于大麦哲伦云中的疏散星团 NGC $\therefore$ 2100。版权:ESO。 个“火星快车”拍摄的埃伯斯沃尔德环形山（右）和霍尔登环形山（左）。版权：ESADLR/FU Berlin (G. Neukum)。 个在 28 个遥远的小质量星系中探测到了超大质量黑洞,这里给出的是“哈勃”拍摄的其中4 个。版权：NASAESAA. Koekemoer (STScl)/J. Trump & S. Faber (UCSC)/H. Ferguson (STScl)/The CANDELS Team。
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"title": "小星系也有大黑洞"
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量黑洞。这一发现说明,中央黑洞形成于星系演化的 便早期。 所有大型星系的中央都拥有超大质量黑洞,通过吸积附近的气体它们会成为明亮的活动星系核。然而，在近域宇宙里的小型矮星系中活动黑洞很罕见。新观测的星系距离地球约100 亿光年,使得天文学家能看到宇宙年龄不足目前 1/4 时星系的样子。 “哈勃"的大视场行星照相机3可以在不同波段上提供这些星系所发出光的详细信息。加上“哈勃”的高空间分辨率，天文学家就能分别获得星系中央和外围的光谱,识别出中央黑洞的特征谱线。对这些遥远星系的观测同时也会对近域产生影响。在遥远的大型星系中黑洞会活跃地吸积，那为什么在矮星系中没有？ 一种可能性是，它们中至少一部分是目前大质量星系的前身。一些保持了原有的大小,一些则长成了大型星系。但这又会带来新的问题。为了成为今天的大型星系，矮星系必须要以比标准模型所预言的高得多的速度生长。反之,近距的矮星系就会具有中央黑洞。 遥远的矮星系正在活跃地形成新的恒星，速率是银河系的 10 倍。这也许是它们和活动星系核的一种关联。能用于形成新恒星的气体,也能用于喂养黑洞。
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"title": "暗物质研究与探测"
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口徐永煊 这是经过处理的哈勃空间望远镜获得的天体图像。借助哈勃空间望远镜搭载的先进巡天相机(ACS),天文学家找出阿贝尔 1689(Abell 1689)星系团中暗物质分布位置。图中的蓝色区域 就是科学家在哈勃望远镜的图像上叠加上的暗物质分布图。科学家认为,在早期宇宙中,宇宙空间更小,暗物质的密度也更高。阿贝尔 1689 星系团似乎在诞生初期就聚集了大量周遭的物质；在那之后，这个星系团便一直带着这多余的质量，直到今天被人们观测“察觉”到。 暗物质是一种神秘莫测的不可见物质，它几乎占据了宇宙1/4的物质和能量，但是除了引力作用之外，它们和“常规”物质不发生任何相互作用。科学家们之所以提出宇宙中存在暗物质，并不是因为他们“看见”了暗物质，而是通过看不见的暗物质对可见物质施加的引力影响间接地获得关于它们的信息。 暗物质研究已是宇宙研究中最具挑战性的课题，在几十年前刚提出来时还是理论产物，现在我们知道它已成为宇宙的重要组成部分了。暗物质的质量是普通物质的6.3倍，能量密度占宇宙能量密度的四分之一，它和暗能加在一起代表了宇宙中90%以上的物质含量，更重要的是，它主导了宇宙结构的形成，解答“质量失踪问题”。
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"title": "问题的提出：质量失踪问题"
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大约在65年前，美国加州工学院瑞士籍天文学家弗里茨·兹威基在观测后发座星系团边缘的星系运动时，发现一个奇怪现象：星系团里星系运动速度极高，由这样速度计算的星系质量相当于星系团内恒星质量的400倍！当时这一发现没有引起注意，上个世纪70年代，美国华盛顿卡内基研究院地磁系的年轻女天文学家维拉·鲁宾在研究旋涡星系内不同位置的恒星运动时发现了类似现象：星系中不同位置的恒星没有显示出任何速度上的差异，而是以相同的速度围绕星系中央运行。这一现象是违背引力理论的，因为根据万有引力定律，星系边缘的恒星运动速度应当较慢一点，而靠近中心的恒星运动应当较快一些。因此鲁宾认为是什么地方出了问题，然而其他天文学家重复观测时也得到同样的结论。这是怎么回事呢？经过大量观测验证和计算机计算，最终得出结论，这些星系中可能存在大量看不见的物质，我们看到的物质只是星系物质的一小部分，大部分星系物质“失踪”了。 质量失踪问题受到天体物理学家的广泛关注。起初，他们以为是躲在深空的一些暗星没有露面，因此他们用大视场望远镜拍摄天空很暗、很小的M型矮星（不到0.5个太阳质量）。计算结果表明，M型矮星的质量只有银河系失踪质量的一半，另一半哪里去了？一些学者认为，M型矮星是发光的，寿命为几万年，可能是一些小的M型矮星被“烧毁”了，造成了“质量失踪”。如果是这样，燃烧的“灰”应当占据“失踪质量”的另一半，因此这不能解释“质量失踪问题”。另外一些天文学家在观测中发现，旋涡星系外围存在大质量暗晕。这些星系晕的物质或许可以填补失踪的质量，因而“质量失踪问题”或许根本不存在，而是宇宙中存在一种看不见的神秘的暗物质。
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amateur_astronomer_6e37c_1812
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"title": "什么物质称为暗物质？"
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所谓“暗物质”是不发光的物质，它们是“黑”的，不与电磁波作用，人们看不见。这种物质与我们所知的“不发光的物质”不同。不发光的物质如太阳系里的行星，卫星，流星和慧星不是 正在工作的美国女天文学家维拉·鲁宾 普通物质约占我们的宇宙总能量的$\textcircled { 5 } \textcircled { 2 }$，暗物质占了近 23%，另外的72%是占主导暗能量。 “黑”，而是不发光。从物理学角度看，物质发光与不发光主要取决于它所处的环境，原本不发光的物质在高温、高压下有可能发光，在其他条件相同的情况下，不同温度的发光体能发出不同颜色（或波长）的电磁波（光线也是一种电磁波），如无线电波，微波，红外光，紫外光和软X射线等。发射这些看不见“光线”的物质有时也称为“暗物质”。这些所谓“暗物质"是由原子、质子、中子和电子等“重子”组成的，是普通的“暗物质”，而天体物理学家和宇宙学家所说的暗物质不是普通的暗物质，而是特殊的暗物质，它们原则上不发光，也不反射、折射或散射光线，即使在高温高压等极端的条件下也“不”，它们对各种波长的光线100%透明。特殊的暗物质不是由原子、质子、中子和电子等重子组成，而是由“非重子”组成的。 应当指出，目前所说的暗物质是假设的，没有经过科学仪器的检测。根据假设推测出来的暗物质性质，它们可以分为两大类，一类是重子物质组成的，称为“天体物理学上大质量致密晕天体”或者“晕族大质量致密天体（简称MACHOs），它们介于小恒星和超级黑洞之间，是大而强的暗物质天体，主要是褐矮星和黑洞，它们是位于星系或星系团边缘晕里的正常不发光物质。另类是非重子物质组成的，称为“弱作用大质量粒子”（简称WIMPs）。它们是一些小而暗弱的亚原子粒子，如质量为20~49电子伏的中微子，质量为105电子伏的轴子。粒子物理学家伊里斯认为，星系晕中最可能的暗物质粒子候选物质是超对称理论所要求的S粒子，他推荐了四种WIMPs候选物质：轻微子，中微子，希格斯微子和引力粒子。根据假想的粒子的质量和普通的扩散速度，WIMPs可分成热的暗物质（简称HDM），冷的暗物质（简称CDM）和温暖的暗物质（简称WDM，它们分别是由高速（接近光速）候选物质、低速（速度比光速低得多）候选物质和中等速度的候选物质形成的。 不同的WIMPs在解释宇宙结构形成和演化问题上得到了不同的结论，其中CDM的解释与观测较为符合，特别在10秒差距以上的大尺度结构形成的问题上，但它在预报空间星系和星系团形成方面符合得不是很好。HDM能解释大爆炸后星系团和超星
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amateur_astronomer_6e37c_1813
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"title": "MATEUR ISTRONOMER"
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系团的形成,但与著名的 COBE 卫星测量结果不完全相符。由于CDM 和 HDM都不能完满地解释宇宙结构形成和演化问题，所以提出了折中的假设:WDM,这种假设目前还没有很好的研究。 几十年前，非重子暗物质刚提出来的时候仅仅是理论的产物，现在已成为研究宇宙的重要组成部分了。据2006年“威尔金森微波各向异性探测器”探测，在宇宙总质量中，暗物质占22%，普通物质只占4%，换句话说，宇宙中暗物质含量是普通物质的5.5倍。在宇宙能量密度中暗物质能量占25%，仅次于“暗能星"。尤其重要的是，暗物质能够促进宇宙结构的形成,如果没有暗物质就不会形成星系、恒星和行星，也就谈不上今天的人类了。宇宙尽管在极大的尺度上表现出均匀性和各向同性，但在较小的尺度上存在着恒星、星系和星系团等。在宇宙尺度上能够形成这些结构就在于物质运动，而促使物质运动的是力。 在物理学上，物质之间有4种可能的作用力：引力，电磁力，原子核之间的强作用力和弱作用力。在宇宙尺度上能够促使物质运动的力只有引力。但均匀分布的物质是不会产生引力的，因此今天的宇宙结构只能起源于宇宙极早期物质分布的微小涨落。这些涨落会在宇宙微波背景中留下痕迹。然而普通物质不可能通过自身涨落形成实质性的结构而不在宇宙微波背景辐射中留下痕迹,因为那时普通物质还没有从辐射中脱耦出来，而不与辐射耦合的暗物质的微小的涨落早在普通物质脱耦之前就放大了许多倍，在普通物质脱耦之后已经成团，并开始吸引普通物质，形成我们现在观测到的结构。这就是说，暗物质在宇宙结构，特别是大尺度结构形成上起了很大的作用。 WIMPs是弱作用的亚原子粒子的假设是在它只通过引力和原子核之间的弱作用力发生作用的前提下提出的，在此假设基础上它对宇宙大尺度结构的解释与观测相符。然而最近对星系和亚星系结构的分析指出，这一假设和观测结果有明显的不同。如此看来,目前对 WIMPs 的了解是很浮浅的,虽然它的存在及其在宇宙大尺度结构形成方面所起的作用得到了证实，但它是由什么物质形成的？是粒子？是场？还是二者的结合体？目前还是谜。因此需要通过观测来揭示它的庐山真面目。
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amateur_astronomer_6e37c_1814
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"title": "探测暗物质的方法"
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MACHOs 和 WIMPs 的探测方法是不同的。MACHOs 虽是大质量天体，但它们是“暗”的且距离遥远的目标。观测遥远距离上的暗弱天体或不发光天体，必须采用非常精密的望远镜和高超的探测技术。探测地基和仪器没有限制,地面和空间都可以,光学望远镜，X射线望远镜和射线望远镜都可以各显其能，发挥自己的优势，但目前主要采用以下三种方法： 1.用“哈勃空间望远镜”考察褐矮星。从理论上分析，修复后的“哈勃空间望远镜”可以探测银晕及其附近星系晕里的褐矮星，但实际上“哈勃”照片上显示的褐矮星并不多。根据“哈勃"的结果估计，在星系晕的物质中褐矮星只占6%。 2.用引力透镜探测大质量天体。爱因斯坦在1919年证明，引力使光线弯曲。据此，他预计日全食时能看见位于太阳后面的星。这种看法得到了观测的证明，太阳引力不仅使恒星光线弯曲了，而且还造就了第二个太阳。由于光线在大质量天体附近弯曲,远方天体发射来的光线从 MACHOs 附近穿过时,MACHOs(大质量天体）便将它们聚焦，造成光源增亮，这就是“引力透镜”。利用这一现象可以探测 MACHOS。为了找出被MACHOs 增加的远方天体的亮度标记，天文学家仔细观测夜晚天空，仔细研究夜晚拍摄的星空照片。目前，天文学家不仅能应用引力透镜技术探测MA-CHOS,而且能利用测定的透镜作用距离和时间,计算 MACHOs 的质量。目前世界上用的透镜的探测计划有：美国和澳大利亚的MACHO 计划,法国的 EROS 计划,美国和波兰的 OGLE 计划。 下面右图是 HST 的 WFPC2(宽视场行星照相机 2号）在 V、R和T波段经过三次曝光而排设成的（这三个波段分别视蓝、绿和红色的光)。这就是暗物质的第一张照片—一个MACHOS。它是个红色的天体，图中已经用了箭头表示出了，而且非常接近右 哈勃空间望远镜拍摄的晕族大质量致密天体(Macho )照片 弱引力透镜令宇宙变形。左图是一张根据计算机程序模拟出的图像,表现暗物质(以红色表示)如何扭曲从远处星系（以青色表示)射来的光线,以及这些星系看上去的模样(以青色表示)。研究者分析了加拿大－法兰西-夏威夷望远镜(the Canada-France-Hawaii Telescope,缩写为 CFHT)拍摄的20 万个遥远星系的成像，结果的确表明存在由分布着的暗物质组成的庞大网络系统。 上方一颗蓝色的背景星。它实际上是一个距离我们十分近的红矮星，它将另一个星系中的一颗恒星的光汇聚，所以我们叫它为“透镜”。由于观测到的引力透镜是在6年以前，所以，这个MA-CHOs 已经在天空中运行了0.134 角秒,所以,在哈勃的图片中，我们可以看出，背景星和这个MACHOs 已经分开了。我们可以看见,图片中，有一个暗红色的星体，靠近大麦云中的一颗蓝色的恒星，它们之间的距离不超过1角秒。 合成图像:2006 年 8 月的一项 X 射线研究，探测到了编号为 1E 0657-56 星系团(俗称子弹星系团)中的暗物质。图右部子弹形状的气体云在两个星系团巨大碰撞期间被分开，图中暗物质与气体云之间明显的界限被认为是暗物质存在的直接证据。事实上,对于望远镜视野里不可见的暗物质是通过对背景星系引力透镜观测后描绘上去的。 早在 1991 年，美国 LawrenceLivermore 国家实验室也就是美国的粒子天体物理研究中心和澳大利亚国立大学的天文学家们就开创了这个计划。这些天文学家花了整整8年的时间来监视大麦哲伦星云中超过一千万颗恒星的亮度。1993年，他们第一次发现了引力透镜的现象，在几年的时间里，在大麦云的方向上，他们已经报告了近20次的引力透镜现象，这个结果说明,在银河系的内部和周边地区,有不少的 Macho 物体,而且，这些物体可能包含多达50%的暗物质。 3.利用“回转星系和回转星"探测。这个方法和前面介绍的茨威基和罗宾使用的方法相似。茨威基是观测星系团中“星系速度弥散度”，罗宾测量的是星系中“恒星速度弥散度”。实际上利用观测环绕中心天体旋转的天体运动也可以推算运动天体的质量。如果推算的运动天体的质量很大，达到黑洞的质量，就可以断定它是黑洞。1995年1月，一个由日本小泽天体地球动力学天文台和美国夏威夷－史密松天体物理中心的天文学家宣布了一个质量为3600万个太阳质量的黑洞的“令人信服的证据”，它就是利用这个方法探测的。在这个发现的激励下，MACHO研究者利用它来探测 MACHO。但探测结果表明,没有找到足够的褐矮星和黑洞来解释“质量损失问题”。 WIMPs依靠什么来探测呢？在理论上WIMPs同普通物质相互作用，它穿过普通物质时可在固体物质内部发生相互作用，这一性质为探测 WIMP 提供了可能性。WIMPs的探测就是鉴识这些相互作用。如果宇宙中有大量暗物质，我们银河系的暗物质是由WIMPs组成的，那么每秒就有大量WIMPs通过地球，装置在地球上的暗物质探测器就能检测到WIMPs的存在和它们的性质。 WIMPs信息是微弱的，因此WIMPs的探测器必须做得很大，灵敏度必须很高，还需减少宇宙线本底的影响。为了减少宇宙线本底，WIMPs探测器一般放在很深的地底下。一些废弃的老矿井纷纷用来建设WIMPs探测基地。美国明尼苏达州东北部800米深的铁矿井建成了苏达地下实验室，加拿大安大略省克莱顿6000米深的镍矿井改造成萨德伯里中微子和暗物质实验室。意大利的格伦·萨索国家实验室，英国的鲍尔比地下实验室，日本的超级神冈实验室，美国南达科他州很深的地下科学与工程实验室以及中国锦屏地下实验室都建在深矿井里。中国锦屏地下实验室是我国第一个地下暗物质实验室，2010年12月12日在四川雅碧江锦屏水电站揭牌，投入使用。它上面覆盖着深达2400米的垂直岩石,是目前世界上岩石覆盖最深的实验室。它的建成标志中国拥有世界上一流洁净的低辐射研究平台，我国可独立自主地开展暗物质探测了。 目前，清华大学实验组的暗物质探测器已经进入实验室并着手探测，明年上海交通大学等实验团队也将来这里开展暗物质探测和研究。除了地下实验室外，美国芝加哥大学、普林斯顿大学和AT&T的科学家们还合作在很深的南极洲冰下安放探测仪器，建立了南极洲冰下μ子和中微子探测器阵。 WIMPs实验室内大多数安装了两种探测设备，一是储液池，池内装有数十立方米“晶体吸收体原子溶液”，不同的实验室，储液池内的“溶液”不相同，有氯溶液，氙溶液或氩溶液等。暗物质粒子打在这些溶液上能发出荧光。二是在绝对零度附近工作的低温探测器，用来检测打击“晶体吸收体原子溶液”的WIMPs粒子所发出的荧光。根据有没有荧光闪烁和闪烁的荧光强弱，测定有没有暗物质存在和暗物质质量。2009年12月21日美国科学家宣布，美国明尼苏达州地下矿井里的暗物质粒子探测器发现了一个高于背景20%的信号，目前它被认为是直接探测的暗物质的标记。但这个资料没有得到证实，目前还是个疑似信号。 在理论上科学家认为暗物质是宇宙的重要组成部分，在过去几十年里也收集到暗物质存在的间接证据，但直接的观测事件目前只有 1 ~ 2 个,而且证据还不是很肯定,因此目前对于暗物质的了解还是肤浅的。A (责任编辑李良） 2010 年 12 月 12 日,垂直岩石覆盖达 2500 米的世界最深、中国首个极深地下实验室- “中国锦屏地下实验室”在四川雅著江锦屏水电站正式投入使用。
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"title": "火星生命探索 （上）"
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口仲万青 一个多世纪来，公众常将红色星球—一火星想象成外星人可能的家园。火星在很多方面与地球类似—一都由岩石构成，都拥有大气层和天气系统。虽然其体积较地球小很多，直径大约6794千米，但火星上的一天却要比地球长40分钟，除此之外，倾斜的自转轴也让它拥有季节变化。美国宇航局经常说，探测地外行星要“跟着水走，发现生命”。随着近年火星探测器的新发现，其上述理念得到加强。 最近几年，在探索火星生命方面又有了一些新的发现。古代河流和湖泊的证据在火星上到处存在，潜在地拥有液态咸水的地点将帮助确定是否在火星上有低级生命，或曾经存在过。科学家已在最近形成的浅撞击陨石坑探测到冰，例如，2008年美国的“凤凰号”火星登陆器在火星北极附近挖掘的沟中看到冰。后来，凤凰号的登陆桁架上看到的冰珠可能是富含盐的液体，沟渠内看到的滑坡也被认为受到流水的冲刷。
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"title": "澳大利亚最古老的化石：预示火星存在生命"
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生命起源于何处？是来自万能的上帝之手还是来自亿万年间的进化。科学家们一直在孜孜以求寻找生命起源的证据。近来，散布在澳大利亚西部的众多怪异土堆再次成为舆论中心，有科学家称，那些土堆便是地球生命始祖的化石。据《自然地球科学》2011年8月发表的一项研究报告，在澳大利亚西部皮尔巴拉地区的砂岩层中发现了距今34亿年的远古化石结构，这块微体化石显示，火星在34亿年前应该曾有生命存在过。西澳大利亚大学和牛津大学的研究人员对发现的微体化石（微化石）进行了3D图像的重建修复，这个化石被认为存在于34亿年前，直径约10微米。通过重建截面，着重揭示了古老细胞的球状特征。这项发现报告刊登于最新一期的《自然地球科学》（Nature Geoscience）期刊。 这项研究中提到，在澳大利亚发现的微生物化石表明：在34亿年前的早期地球，还没有氧气的环境中，能生存着这类特殊的微生物，反映出目前在火星类似的环境中，很有希望发现类似的微生物存在，而如果在火星上发现微生物，不论是何种形式存在，对天体生物学乃至整个人类而言，都将是个重磅消息。西澳大利亚大学和牛津大学的研究人员认为：位于古老沉积岩中发现的微生物遗迹使争论了近10年的古生物研究又再起波澜，可以确认的是，这是到目前为止有记录以来发现的最早的微生物化石。 早在在2002年，一个科学家小组在同一地区距离大约35千米（20英里）远的同一地层中发现细菌的化石。但是，有一些专家认为，这些发现的细菌化石的真实性还有待进一步确认，是否确实是古老的微生物留下的尚不明朗，更有可能是岩石矿化的结果。2006年6月英国的《自然》杂志曾刊登澳大利亚科学家的研究报告。研究发现，散布于澳洲西部一处广大区域的怪异形状土堆，可能就是地球最古老生命的化石，系由三十多亿年前的数十亿个微生物构成。这些土堆正是天体生物学家正在火星等 其他星球寻找的生命形态。研究报告的首席作者，澳洲天体生物学中心的女研究员阿比盖尔·欧伍德说“它是生命的祖先。如果你认为所有的生命起源于这个星球，或许这就是它开始的地方。” 在澳大利亚西部皮尔巴拉地区的一处狭长区域内，散布着许多形状怪异、貌似岩石的土堆。欧伍德带领小组考察了数干个这种土堆，从10千米范围内取样分析，经研究发现有7种不同类型的土堆，包括波浪形、圆屋顶形和山脊形，表明有不同的原始生物到场。最令人吃惊的是一种锥形土堆，它不可能是由任何已知的地质过程形成的。相反，它应该是由线状的生物滑过土堆移向阳处时形成的。矿物沉积加快了它的形成，最终形成了坚固的锥形堆。科学家经过长期研究后发现，西澳这些土堆具有古老微生物群落的痕迹。它们并非自然界胡乱堆砌形成的，而是藏身其中的古老微生物在34亿年前构建的。不同形状的土堆表明有许多不同种类的微生物生活在那里，它们很可能是地球上已知最古老生命的化石。 地理学家分别研究了这些土堆的形成，发现它们是所谓的“叠层”，由无机沉积物、矿物质、水和细菌排出的二氧化碳混合在一起，被这些微生物的黏液“黏合”，经过数万年的沉降和分离再一层一层地构建出来。 现在的证据是非常令人鼓舞的，因为火星上缺乏氧气并不是一个问题。研究人员所说的微型化石指的是他们在澳大利亚西部一个偏远地带发现的得到良好保存的有着精确的细胞样结构的化石。这种极其细小的化石保存在地球上最古老的海岸线上的某些最古老的沉积岩的石英砂颗粒之中。通过分析这些化石以及其周边环境，科学家们可以重构当时地球上的情景：非常炎热、混沌而且狂暴。地球上不时会有火山爆发或受到流星的击打。当时的天空呈灰色，多云，地球上的热无法快速散去。海洋的温度在$4 0 \sim 5 0$摄氏度。而且那时地球上氧气很少，因为当时还没有植物或藻类，因此无法通过光合作用而产生氧气。 科学家对最古老的微生物化石进行截面重建示意图 左图为澳大利亚西部发现怪异土堆，其可能残留有喜光微生物群的痕迹。右图表示为，一些连绵起伏的叠层由34亿年前的生物体形成。 美国航空航天局天体生物学研究所所长鲁尼加说：“这很可能就是最古老生命的存在证据。它们构造非常复杂，靠非生物过程是无法完成的。"科学家探索火星和其他星球要寻找的正是这种早期生命的证据。
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"title": "火星土壤发现冰物质，且大部分物质属良性土壤"
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天体生物学家一直对火星土壤的特性非常有兴趣，希望能够通过分析其成份来判断火星是否可能成为生命的立足之处。早在2002年，“火星奥德赛号”轨道飞行器已经发现了火星北极表面下可能存在大量冰的证据。“凤凰号”登陆的火星北极地面与地球上的永冻土相似，而地球上的永冻土是因地下冰的季节性扩张和收缩导致的。美国宇航局“凤凰”号火星登陆器在这方面给科学家们带来了许多研究线索。2008年5月下旬，“凤凰”号火星登陆器降落于火星北极附近，并在接下来的五个月中获取了大量的观测数据。 长期以来，科学家们一直在怀疑火星表面充满了各种氧化剂，这些氧化剂可能使得一些像有机化合物那样的复杂分子难以在火星表面存在，而有机化合物正是生命的构成要素。近来，美国宇航局艾姆斯研究中心科学家对“凤凰”号火星登陆器传回 “凤凰”号探测器正在将一些火星土壤铲入一个从地球带过去的水杯中，然后进行自动分析。 这张美国宇航局2008年6月20日公布的拼接照片分别显示的是“凤凰"号火星探测器6月15日（左）和18日发回的图片。在图片的左下方阴影处，那几个小冰块消失不见了，这类似于蒸发过程。美国有科学家据此确信，这些冰块是冰冻水。 的数据进行了深入的分析和研究，研究表明事实可能并非如此。火星土壤可能比此前想像得要更适宜生命的存在，火星表面的大部分物质实际上属于良性土壤。 “凤凰”号是利用其自带的潮湿化学实验室取得上述发现的。“凤凰”号首先将火星土壤铲入一个从地球带过去的水杯中，然后，潮湿化学实验室中的仪器分析最终的溶液。从2008年起，奎恩和他的研究团队就开始研究“凤凰”号传回的数据。这一次，他们的研究焦点是火星土壤的氧化还原特性。氧化是一个破坏性的过程，能够破坏像DNA之类的复杂分子。奎恩表示，科学家们有理由相信火星土壤具有极强的氧化性。比如，在20世纪70年代中期，美国宇航局“海盗”号火星登陆器曾经将一些有机化合物与火星土壤混合在一起，不久这些有机化合物明显被破坏。 该项研究的主要负责人、美国宇航局艾姆斯研究中心科学家理查德一奎恩解释说，“尽管火星土中存在少量的氧化剂，但是大部分的物质实际上属于良性土壤。这与我们在地球上发现的中性土壤非常相似。”“凤凰”号最著名之处是它证实了火星上存在水冰的证据。此外，它还对火星土壤进行了测量，并取得了令人感兴趣的成果，其中包括火星土壤的酸度。奎恩介绍说，“人们真的不知道火星土壤的酸度，许多人甚至还坚信火星土壤 具有很高的酸性。"不过，在大约一个月前，“凤凰”号发现在它的登陆点附近，土壤属于弱碱性,PH值大约为7.7。“凤凰"号还发现了许多可以成为生命营养成份的化学物质，如镁、钾和氯化物等。科学家们认为，这些发现表明，火星土壤也许比此前想像得要更适宜微生物生命的存在。 “凤凰”号自己也探测到一种高氯酸盐分子，这种物质在某些条件下是一种强氧化剂。但最新研究成果表明，需要重新考虑火星土壤的宜居性。科学家们的最新研究成果发表于《地球物理学研究快报》杂志之上。尽管最新研究并没有证实火星生命究竟是否存在或曾经存在的问题，但这一发现以及最近的其他发现都让科学家们看到了希望。2010年，美国宇航局“火星勘测轨道器”曾经发现火星表面之下曾经有液态水流消的证据。
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"title": "发现火星甲烷可能为生命产物"
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据英国《太阳报》报道，美国宇航局科学家2009年1月15日宣布，首次确认火星大气中存在甲烷气体，可能来自火星火山活动或者生命活动，这一发现将为寻找火星生命带来希望。在地球大气中，$9 0 \%$的甲烷气体由生命活动产生。有科学家认为火星上的甲烷气体，也很有可能和地球上的类似，源自于生命活动。但据一些科学家估计，甲烷也可能由火山活动形成。但今为止，科学家尚未发现火星上存在任何已知的活火山。更值得关注的是，宇航局在水蒸汽形成的云层所在区域发现了甲烷，水蒸汽是支持生命产生和存在的至关重要的因素。 专家们推测，生活在地下冰层下放水域的产烷生物以废物的形式将甲烷排出体外。由于甲烷仍存在于火星大气层之中，这些有机生物也应该还仍生活在火星之上。欧洲“火星快车”探测器项目组成员约翰·默里(JohnMurray）认为，迷你型火星生物可能以“假死”状态存在，并且能够从这种睡梦中苏醒过来。他发现的压倒性证据显示，火星赤道附近尘埃下方存在一个巨大的冰冻海洋，在这一区域，简单生命体能够以细菌形式“复活”。英国火星专家科林·皮林格(ColinPillinger)教授认为，从发现甲烷得出的唯一结论是火星上存在生命。甲烷是生物群落的一个产物。既然在火星大气层中发现甲烷，那就说明一定存在一个补 充源。其中最明显的补充源自然非有机生物莫属。也就是说，如果在大气层中发现甲烷，你就可能得出存在生命的假设。这虽然不是一个铁证，但却值得我们进行更深层次的研究。 美国宇航局的发现证明了欧洲“火星快车”探测器的研究，几年来，“火星快车“一直绕这颗红色星球轨道运行，在2004年曾报告发现甲烷存在迹象。英国首席太空专家尼克·珀普（Nick Pope在接受媒体采访时，将这项证明生命存在的新证据称之为“汽今为止最重要的发现”。
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"title": "火星可能存在流动液态水"
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据美国宇航局2011年8月5日消息，借助于火星勘测轨道器（MRO)，可能在火星发现了流动液态水的证据。MRO此前在火星南半球多个陨石坑陡峭的边缘拍到一种条纹现象。这种奇怪的暗色条纹每年的冬季就会消失，而春季又再度出现。科学家们认为，这些细长条状暗纹可能是地下流出的咸水，可能是迄今探测到的火星存在液态水的首个直接证据。如果这些细长条状暗纹可能是地下流出的咸水被证实，那么这些地点将成为未来寻找火星生命的理想区域。美国亚利桑那大学的月球和行星实验室的科学家阿尔弗雷德·麦克伊文（AifredMcEwen）博士说，目前对这种现象的最好解释是地下涌出的咸水，尽管这一解释尚未得到确认。麦克伊文等在《科学》杂志上发表论文指出，从火星的最温暖地区的陡峭悬崖流下的手指状的暗色物质可能是很咸的，盐降低了水的凝固点，因此虽然观测到的温度无法融化纯水冰，这种流体的含盐量足够保持水为液态。 还有科学家指出，火星这样的暗色条纹也并不一定意味着水流已经暴露出地面，也有可能水流仍然埋在地表之下，但是它们影响了地表，使之看起来呈现暗色。水中的盐分降低了水的凝结温度。这就意味着在火星中纬度地区。尽管火星温度很低，但是季节性的咸水是可以以液态形式存在的。这些条纹宽度不过半米到5米，但是延伸超过数百米。在其中的一些地点，科学家们识别出超过1000条独立的条纹沿着陡峭的陨石坑向下延伸。亚利桑那大学学生琳德拉·奥哈(LujendraOjha)是最早在检查火星季节性细微变化的图像时发现这种特殊的暗条纹的。他说： 营 “我最初看到这些暗色条纹时感到困惑，然后我意识到这些条纹和一般常见的陨石坑滑边缘滑坡形成的条纹是不同的。”“这些条纹呈现明显的季节性，其中有一些在仅仅两个月内长度竞然就增加了超过200米。” 火星表面这些条纹似乎是在晚春至初秋之间生长，并且主要出现在向阳坡面上。看起来它们是倾向于出现在温暖的时段和地点，这意味着它们含有挥发性物质。那么有没有可能这些随季节变化的物质是干冰呢？不会，这一地点和时间的温度对于干冰来说太高了。与此同时，有些地区对于淡水来说又太冷了。不过，当科学家们操纵在火星轨道运行的探测器打开摄谱仪对这些条纹地区进行化学成分遥感分析时，他们却意外地发现仪器无法探测到水的信号。麦克欧文博士认为这可能是因为这些咸水在地表迅速干调，来不及被仪器感知到。或者也有可能是这些水存在于浅地表下，并未暴露出来。在浅地表下流动的咸水可以重新分布沙粒并改变地表粗糙度，从而形成从太空看到的暗色调。麦克欧文说：“这是一个谜团，但我认为这个谜团是可以解决的。我们只需要在未来进行更多的观测和测试。"到目前为止，火星上尚没有有关存在液态水的确凿证据。 对于“手指状”的暗色物质从火星的最温暖地区的陡峭悬崖 流下，科学家解释说，这可能是咸水流引起的。这些科学家研究了火星勘测轨道器（MRO）的强大“HiRISE相机捕捉到的重复观测。那些暗带有几米宽和几百米长，位于火星南半球的中纬度地区的几个面对赤道的陡峭悬崖上。这些特征和在许多寒冷的面对极地的悬崖上看到的宽得多的沟渠不同，在冬季会消失，在春季重新出现。在一些位置，1000多个流被确认，其中一些在两个地球月里增长了200多米。 “这是我们首次看到水，它可能是咸的，但它是液态的。”阿尔弗雷德·麦克伊文说，他是发表该论文的第一作者。“我们确认了7个地点，还有20个候选地点等待在反复的拍摄后确认。”在同一个地点，这种模式在三个火星夏季重复出现。“一种挥发性物质可能和这种活动有关，麦克伊文说。亚利桑那州立大学的地球物理学家菲利普·克里斯藤森说，“中纬度地区可能是火星上大量活动存在的地方”。“这个新发现提供了水比以前认为的更靠近火星赤道的证据，在一年之中的不同季节可能是液态的。我们现在处于探测细节的科学过程的开始阶段。”在获得关键的直接证据之前，这无疑是迄今获得的液态水在火星上流动的最佳证据。A （责任编辑李良） 蓝色，巨大，明亮，第一代恒星是改变了守宙演化的独特天体。
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"title": "多远算远？如何知道何时会到达？"
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这不是谜语，是天文学家必须面对的终极前线。科学家正站在能看到宇宙边缘处恒星和星系的门口。但从天文学的角度来说，这些问题更确切的是：多年轻算年轻？你怎么知道看到的天体就是宇宙中的第一代天体。这两个问题是相关的,因为看得越远，我们就越深入过去。我们已经 习惯于地球上近乎瞬间的通讯，但是星光却并非如此。它所携带的信息要花上数十亿年的时间才能从遥远的过去抵达地球。 虽然成本高昂，但人类目前正处于能看到自宇宙诞生以来形成的第一代天体的边缘。要做到这一点需要新一代的望远镜来穿越时间和空间。幸运的是，美国宇航局在建的强大的詹姆斯·韦布空间望远镜有望实现这些观测。
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"title": "回到起点"
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观测天文学的目标可以上溯至宇宙大爆炸之后约38万年。当时大爆炸的火球膨胀稀释到了光可以在空间中自由传播的程度，这些光子最终会被地球上的望远镜捕捉到。至少在电磁辐射波段我们没有这个时间点之前的任何信息。 如果说宇宙的历史是一本书,那么在过去的几十年里天文学家们已经可以确定它的封面和封底了。封面开始于137亿年前。而这其中的关键是宇宙微波背景辐 题图：宇宙中的第一代恒星会很快爆炸，由此产生的向外膨胀的高温气体泡会触发新一波的恒星形成。版权：A.Schaller/STScl。 射，它所对应的是宇宙变得“透明"的那一刻。宇宙微波背景辐射是大爆炸火球凝固的指纹。美国宇航局的威尔金森微波各向异性探测器(WMAP)对它温度的微小变化进行了首次精细的测量。测量到的它的偏振为第一代恒星提供了旁证,后者的紫外辐射会电离宇宙中的气体。这些恒星显然在大爆炸之后仅2亿年就已经被点亮了。“宇宙之书"的封底是代表宇宙现在模样的近距宇宙。其中充满了宏伟而寂静的旋涡星系和椭圆星系，它们大都聚集在星系团中。混在里面的还有一些小型的矮星系，它们所含有的氢会在爆发式产生恒星前闲置数十亿年。 在这两者之间，天文学家会填补上星系演化的篇章。随着我们回望过去，星系的形状变得越来越不规则。过去的小型不规则星系会通过吸积、碰撞和并合形成今天我们所见的“恒星之城”。 从星团到巨旋涡星系再到椭圆星系，星系的等级式生长方式直到在过去的15年里哈勃空间望远镜拍摄了多幅深空照片之后才得到了证实。“哈勃”发现在120多亿年前小型、特殊、零碎的恒星集团占据了宇宙的主导。但是没有任何望远镜能看到宇宙微波背景辐射出现之后4.8亿年时的样子。这段历史是“宇宙之书”缺失的章节。目前还不清楚宇宙是如何从冷却的火球组装出结构的。 就如同人类胎儿的发育，科学家们知道宇宙必定存在一个快速变化的早期阶段，正是它设定了今天所见星系的初始条件。巧合的是,人类处于胎儿阶段的时间与人类平均寿命的比值几乎正好等于宇宙最早的几亿年时间与宇宙年龄的比值。
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"title": "第一屡光"
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那么，在大爆炸之后38万年宇宙微波背景辐射出现之后,随着宇宙继续膨胀和冷却又发生了什么呢？由精湛的计算机模型,天文学家们发展出了一套理论。这些模型针对的是暗物质,它们占据了宇宙质量的主导，但却不可见且尚未为人类所了解。 回望大爆炸之后38万年，宇宙中弥漫着可怕的蓝紫色辐射,而没有单个的光源。于是，如果身处当时的宇宙，你不会有深度或者距离的感觉。不过，很快大爆炸的余威就会散去。宇宙即将重装上阵。那时的宇宙充满了在大爆炸最初的几秒钟里所产生的原初氢原子核。它们刚刚俘获了自由电子成为了中性氢原子。此时，宇宙已经冷却到了大约3000开。此外,还存在大量的氨以及极少的氙、锂和铍。 然而,那时的时空结构也并不是平缓的，上下起伏且布满了引力陷阱。在引力的作用下暗物质开始合并，小型的丝状结构生长变大,就此形成了宇宙的骨架。在两条暗物质丝状结构相交的地方，引力会变得最强。气体会流入这些陷阱并被压缩、加热。随着这些节点密度的升高，两个氢原子就会组成氢分子。分子氢只占据了这个正在生长的物质团块中气体质量的千分之一。但氢分子可以高效地辐射热量，使得这一区域急剧降温。这个气体团块成长为了一片巨大的云，其黑的核心温度则下降到了300 开。 这一冷却把本与暗物质混合在一起的普通重子物质一一由质子和中子构成，是组成恒星、行星和我们的物质一一解放
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"title": "MATEUR ASTRONOMER"
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了出来。这些分离出来的普通物质会在暗物质晕的中心形成一个盘—一随着星系的形成这一基本结构在未来会重复出现超过1,000亿次。每一片冷暗物质云可以在直径不足银河系千分之一的区域中塞下大约100万个太阳质量。
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"title": "第一代恒星"
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氢会慢慢冷却到引力逐渐占上峰，第一批稠密气体节点开始收缩。这些原初团块包含有1,000个太阳质量。被挤压的氢会升温，使得它需要大量物质的引力来进一步收缩。这个过程可以孕育出至少几百个太阳质量的天体。最终，氢核会在引力无情地挤压下结合成氨核。这些核聚变反应所产生的大量能量会和引力相平衡，于是这个节点就此停止了缩。一颗恒星诞生了。 随着第一代恒星开始发光，宇宙历史翻开了新的非凡的篇章：有星时代。后大爆炸时期的新兴合成过程从此开启。自此，恒星的核合成便驱动着宇宙的化学演化。通过核聚变，,恒星在其核心一个接一个地制造出了更重、更复杂的原子。第一代恒星会发出猛烈的辐射，比我们的太阳亮上数百万倍，就像浓雾中的灯塔挑战宇宙无边的黑暗。这是一个转变的时刻,在随后的一百万亿年的宇宙演化史中无出其右者，直到最后一颗红矮星熄灭的那一刻的到来。 这些被称为星族Ⅲ的恒星直径是太阳的100倍以上，在几百万年的时间里就 会燃烧殆尽。在它们死去之前，一些会剧烈地膨胀收缩，把大量的重元素抛撒到太空中。作为比较，对大麦哲伦云中的超新星1987A的精确测量显示，它抛射出了0.1个太阳质量的镍，而一颗星族Ⅲ恒星能抛撒的镍是这个数字的1,000倍—一达约130个太阳质量。 在质量超过几百个太阳质量的星族Ⅲ恒星中，当它们的生命接近尾声时其核心的温度可以达到100亿开。在这样的环境下,高能$\upgamma$射线会和原子核碰撞，产生电子和正电子对。这一过程会消耗恒星的大量热能,导致其压强迅速下降。于是，它的核心会骤然缩，随后又被加热到极端的温度。核聚变的速率就此猛增，释放巨量的热能把整颗恒星炸碎，什么都不会留下。天文学家称它为对不稳定性超新星（详见本刊2010年第9期《史前巨人一被时间遗忘的恒星》)。 小一点的星族Ⅲ恒星演化得较慢，最终会以传统超新星的形式爆发，留下10倍于太阳质量的黑洞。所有这些星族Ⅲ恒星爆炸的激波会快速地压缩周围的气体云,触发第二波恒星形成。但是新一代的恒星是不同的。它们大质量前任的生与死都在它们身上留下了印迹。在星族Ⅲ恒星短暂的一生中，它们会向宇宙发出强烈的紫外辐射，电离气体并切断分子键。而它们壮烈的死亡则向太空播撒下了在它们的内部所合成的重元素。从那以后，这些被污染的气体云便再也无法孕育出星族Ⅱ恒星了。 重元素在这里扮演了关键的角色。由于能吸收引力收缩所产生的热能并向太空再辐射，它们能更高效地使气体云冷却。这就像一台自动运转的机器，它能把热量转移到循环制冷剂中，然后到冷却器上，后者再把热量转移入太空。这一冷却使得早期宇宙中的气体云会碎裂成更多份，因为较小的团块才具有足够的质量来对抗气体压力。结果是和太阳质量相当的恒星以及较小的气体云会在第二波恒星诞生潮中出现。 然而，这下一代的恒星会比今天我们在银河系中所看到的最年老的恒星被称为星族Ⅱ恒星——含有更少的重元素。这些过渡型的“星族2.5"恒星看上去会非常蓝，其沸腾的表面温度可以达到$5 0 , 0 0 0 \sim 8 0 , 0 0 0$开，比其星族Ⅲ父辈的一半稍高。它们聚集在紧密的节点中，后者是在之后的几十亿年里通往宏象旋涡星系和椭圆星系道路的起点。
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"title": "“韦布”的地盘"
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天文学家要回溯多远才能证实有关第一代恒星和星系诞生的这些理论? 在探测早期宇宙的过程中,科学家们已经把哈勃空间望远镜推向了它的极限。在对宇宙所进行的最深入的观测中，他们已经看到一些接近30等的极端暗弱的光斑（详见本刊2010年第8期《宇宙黎明时分的星系》)。“哈勃"最长时间的曝光揭示出了小型的蓝色恒星星团。这里的“蓝色”指的是这些恒星所发出光的颜色，在宇宙膨胀的作用下这些光在被我们看到时已经频移成了红色。事实上，它们如此之蓝，必定极其缺少重元素，暗示了它们起源自第一代恒星。这使得它们拥有了近乎原初的特点。 在大约1亿年的时间跨度里，这些天体的颜色发生了变化。这说明如果更为深入宇宙的过去，就会看到更为剧烈的变化。在“哈勃”深场的曝光极限附近，恒星形成率出现了陡降。但“哈勃”对它们却无能为力。更早期的星系团和星系所发出的暗弱蓝光已经被宇宙膨胀拉伸到了“哈 图2：第一代恒星开始爆发时极早期宇宙的样子。版权:NASA/JPL-Caltech/R．Hurt (SSC)。 图 3:上图是斯皮策空间望远镜所拍摄的 5,000 万～ 1 亿光年之内的恒星和星系,下图是扣除了所有这些恒星和星系所留下的背景。它可能是宇宙中第一代恒星所产生的辉光。版权：NASA/JPL-Caltech/A. Kashlinsky (Goddard Space Flight Center)。 勃"视力之外的红外波段。 这就是“哈勃"的红外继任者詹姆斯·韦布空间望远镜的用武之地了。作为迄今所建造的最大、最复杂的空间天文台，“韦布$" 6 . 5$米的拼接主镜可以把天文学家带回大爆炸之后$2 \sim 5$亿年间的暗淡而遥远的年代(详见本刊2011 年第 2期《下一代空间望远镜》)。这是“韦布"独占的地盘。虽然科学家们计划建造大得多的地面望远镜，但这些仪器无法克服地球的红外天空背景。地球大气的热量会没原星系所发出的微弱光线。 只有“韦布"能看到大爆炸之后4.8亿年前星团所发出的暗弱星光。这些星团看上去应该极蓝、很小且不含尘埃。“韦布”的分光仪可以对其中较亮的进行分析，测量它们重元素的含量，以此来确认它们是否是猜想中的星族2.5"恒星。取决于大爆炸之后$2 \! \sim \! 2 . 5$亿年里星系胚胎有多亮，“韦布”的目标也许会稀疏地散布在整个天 图4:第一代恒星始于微小的种子，之后会迅速长成100个太阳质量的庞然大物。版权：David A. Aguilar/CfA。 空中。不过好消息是,最年轻的原星系也应该是最亮的,因为它们形成于密度最高的暗物质节点,因此具有最大的质量。
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"title": "目击第一代恒星"
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不过，星族Ⅱ恒星几乎肯定位于“韦布”可及的范围之外。天文学家预计它们的亮度大约为37等——仅为“韦布"所能看 见的最暗弱天体的千分之一。即便“韦布”能看到星族Ⅲ恒星，那也会是大海捞针式地搜寻。因为分布得十分松散，在100万立方光年的体积中仅有1颗星族Ⅲ恒星。因此，在相当于今天本星系团大小的区域中只有几颗。有意思的是,这些星族Ⅲ恒星留下的黑洞应该仍在附近，可能就隐藏在类似银河系这样的星系的晕或者核球中。 如果星族Ⅲ恒星恰好和前景星系或者星系团精确地排列在一直线上，那么“韦布"就有微小的可能性探测到它们。中间的天体会通过引力放大星族Ⅲ恒星，使它看上去亮得多。或者“韦布”也许能捕捉到星族Ⅲ恒星的超新星爆发。但是如果想直接看到第一代恒星就需要一架位于小行星带或者更远的100米红外空间望远镜，那里行星际尘埃所发出的光要比地球附近的暗得多。 不过，天文学家可能在十年内就能完成恒星和星系如何形成的最终章节。这是历史性的飞跃。要知道就在 20年前天文学家还只能看到宇宙距离的一半。之后“哈勃”迅速地把我们带入了幼年星系不为人知的世界。而通过把我们带回星系的婴儿时期，“韦布”将会完成这一篇章。 我们正在步入一个宇宙大变革即将发生的时代。“哈勃"的观测告诉我们,如果进一步向大爆炸回溯，我们就会看到绝对激动人心的事情发生。这将是第一代星系真正开始组建的地方，有许多令人兴奋的事情有待“韦布”去发现。A （责任编辑陈冬妮） 现代宇宙学起源于哥白尼原则（没有一个观测者有特别的位置)和牛顿力学,他们认为天体和地球上的物体遵守同样的物理原理并解释了天体的运动现代宇宙学属于天体物理学的分支,它是研究宇宙大尺度结构和宇宙形成及演化等基本问题的学科 自从 1929 年哈勃发现星系普遍退行以来，特别是最近 40多年来，宇宙学取得了长足的进步。虽说人们对宇宙已经了解了很多，但距离真正全面、科学的认识还相差甚远，作为一门高度综合的学科.宇宙学几乎涉及了物理学的许多领域,包括广义相对论、热力学及统计物理学、核物理、原子物理、粒子物理学及量子场论等。随着更多的对宇宙起源和演化过程的深入探索，现代宇宙学正处于蓬勃发展的黄金时期 漫谈粒子和宇宙（十七）
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"title": "从斯莱弗的发现到哈勃定律问世"
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早在1912年到1914年间，美国洛威尔天文台的斯莱弗(V.M.Slipher)观测了13个星云的光谱，发现其中11个存在红 美国天文学家哈勃的照片曾刊登在著名的《时代周刊》杂志1948年2月9日的封面上 移现象，说明这些星云相对于地球在远离。1922年2月，斯莱弗发表了多个旋涡星云的视向速度数值表，进一步证实了其观测结果。当时，人们还不知道这些星云是在银河系之外的河外星系。1923年,美国天文学家哈勃(E.Hubble)根据观测事实指出，某些旋涡星云事实上是远在银河系之外的与银河系类似的恒星集团，即河外星系。1929年,哈勃的工作又有了巨大进展。他与助手赫马森(M.Humason)使用了当时最大的望远镜——口径2.5米的胡克望远镜观测宇宙，哈勃在研究河外星系光谱时，发现远处星系谱线的波长变长，即光显得偏红，而且这种红移（波长变长的相对增量)正比于星系离我们的距离。根据多普勒效应，河外星系谱线普遍红移现象表明，在600万光年的距离上，星系正在离我们远去，而且距离越远的星系离我们远去的退行速度越大，这就是著名的哈勃 定律。 当时，哈勃与赫马森在《美国国家科学院院报》上发表了一篇题为“河外星云的速度与距离的关系"的论文，在这篇总共六页的文章中第一次发表了遥远星系都在远离地球的结论：星系退行的速度与其离地球的距离成正比，星系离地球越远，退行的速度越快。两年后，他们在美国《天体物理杂志》第一期上再次发表了新的论文，哈勃进一步把探测的有效范围扩展到1.5亿光年，尽管新论文增加了40个河外星云的观测数据，距离扩大了18倍，但是原先发现的退行速度与距离的关系依然成立。至此，一个动态膨胀的宇宙为多数天文学家和物理学家所承认。 其实，在哈勃之前，荷兰天文学家德西特(W.de Sitter)、前苏联著名数学家弗里德曼(A.Friedmann)以及比利时天文学家勒梅特(G.Lemaitre)都曾提出过非静止宇 宙模型或宇宙膨胀模型。遗憾的是,德西特的宇宙只是个没有任何物质的空宇宙，弗里德曼又因患伤寒过早地离开了人间，而勒梅特的论文没有引起重视。由哈勃定 律导出了宇宙膨胀的结论,完全改变了人类对宇宙的认识，成为现代观测宇宙学的开创性标志,因此，被誉为20 世纪最伟大的天文学发现，有人甚至把它与400年前的哥白尼革命相媲美。 哈勃定律是宇宙学史上极为重大的发现。这个发现支持了1922年弗里德曼提出的动态宇宙学的观点。弗里德曼的宇宙模型认为，膨胀的宇宙像是一个正在吹气的气球,而宇宙中的星系是气球表面上的点，我们就住在气球上的某一个点上，我们假设这些星系不会离开气球表面，它们只能沿着表面运动，而不能进入气球的内部和外部，如果不断地对这个气球吹气，那么我们会观测到，气球表面上的星系会彼此离得越来越远，无论你站在任何一个点上，也无论你从任何方向观测宇宙，你都会看到这样一种事实,所有的星系都在背离我们而去。
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"title": "宇宙膨胀与“Big-Bang”"
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根据哈勃定律追溯过去的宇宙，暗示了我们的宇宙在越早期温度越高，物质密度也越大。这表明宇宙正在膨胀。宇宙正是从一个高温、高密状态膨胀演化而来。在哈勃以前的年代，宇宙被认为是静止的、永恒不变的。例如在 1917 年,爱因斯坦将他的广义相对论应用于引力理论,导出了著名的场方程，按照他的场方程，宇宙不可避免地要膨胀或收缩。为了使宇宙保持静止,爱因斯坦在方程的一侧加入了一个因子，以平衡引起膨胀或收缩的引力，,这个因子即宇宙学常数。 （A。S．Eddington)等人意识到,宇宙不是静态分布，而是动态分布的。在1923年,爱因斯坦得知了哈勃的发现和埃丁顿等人的想法。他在给他的朋友一一德国数学家外尔(H.Weyl)的信中说，如果不存在静态的宇宙,那么应该把宇宙学常数用希腊字母表示的Λ从场方程中去掉。1927年,勒梅特提出了“原初原子"宇宙模型,认为只要去掉场方程中的宇宙学常数项，方程的解自然地表明宇宙是动态的。他还在此基础上想像，宇宙最初只是一个很大的原初原子，这个原初原子的爆炸和膨胀形成了今天的宇宙。1931 年,勒梅特请爱因斯坦和哈勃到加州理工学院讨论宇宙学的理论问题。爱因斯坦在听了勒梅特的发言后勇敢地承认，在引力场方程中添加宇宙学常数Λ是他“一生中最大的错 误 （the biggestblunder of my life）”，并建议从此以后在场方程中去掉带有Λ的宇宙学常数项。 当时，这个常数$\Lambda$只有数学上的意义，而无任何物理意义。爱因斯坦曾说，“我们所以需要这个补充项，只是为了使物质的准静态分布成为可能，而这种物质分布是同星的速度很小这一事实相符合的。”由此可见,引入这一普适常数是为了使他的宇宙学理论与当时的观测结果，即当时普遍认为的宇宙接近静止状态的观念相吻合。当他得知哈勃定律的发现后对此事追悔莫及，甚至自责为“一生中最大的蠢事”。 宇宙膨胀的发现引发了美籍俄国天体物理学家伽莫夫(G.Gamow)在 1948 年 近年反映星系退行（以百万秒差距计）的哈勃定律示意图 1917年爱因斯坦构建的静态宇宙示意图 勒梅特考虑的巨大的原始原子发生了 示意图： 比利时天文学家和宇宙学家勒梅特曾提出了一种宇宙演化理论。该理论认为，在过去的宇宙中，全部物质都集中于一处,形成一个原始"超原子”。设想该超原子曾均匀地充满着半径很小(从天文角度来看)的空间;后来超原子分裂成许多小块,这些小块也各自分裂；在小块之间出现电子、质子、小粒子等；随着空间的半径迅速增大，原始原子的那些碎片均匀地充满着空间，于是产生出今天宇宙中的一切物质天体。 勒梅特考虑的原始原子 gy)，他第一次将广义相对论融入到宇宙论中，提出了热大爆炸宇宙学模型：我们的宇宙开始于高温、高密度的原始物质，最初的温度超过几十亿度，随着温度的继续下降，宇宙开始膨胀。这一理论后来成为现代宇宙学中最有影响的一种学说。 后来，科学家们应用量子理论研究宇宙的起源，对“宇宙大爆炸”的理解与20 世纪80年代之前的理解已有所不同，但不少观点仍是相近的。英国宇宙学家霍金对于宇宙起源后$1 0 ^ { - 4 3 }$秒以来的宇宙演化图景曾作了较清晰的阐释。他提出宇宙最初是比原子还要小的奇点，然后是大爆炸,通过大爆炸的能量形成了一些基本粒子，这些粒子在能量的作用下，逐渐形成了宇宙中的各种物质。至此，大爆炸宇宙 模型成为最有说服力的宇宙理论。 在20世纪60年代，随着在帕洛玛山口径5米的海尔望远镜的建成，以及射电天文望远镜的问世，天文学家们的视野也拓展到了更为遥远的可观测宇宙。1965年，应用射电天文技术，阿莫·彭齐亚斯（AmoPenzias)和罗伯特·威尔逊(Rober-tWilson)发现的宇宙大爆炸的微波背景辐射揭示了宇宙创生时的极高温和高密。 20世纪80年代，哈勃的学生桑德奇（Sandage）描述了当时的宇宙学主要是测量两个物理量：宇宙膨胀率和减速因子。尽管热大爆炸宇宙模型的根基是恰当的，这其中也包括了宇宙结构是怎样通过引力从一个小的物质密度涨落进而形成了星系、星系团、超星系团的，然而对于这些微小的密度扰动起源却没有足够的证据。而且，当时人们了解大爆炸0.00001秒以后的宇宙，对于更早期甚至是大爆炸时的宇宙我们还知之甚少。因为缺乏物理理论基础，早期的宇宙被认为是由质子、中子和其他粒子组成的海洋。
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"title": "“大爆炸”宇宙论简说"
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至今宇宙大爆炸理论仍然缺乏大量实验的支持，而且人们尚不知晓宇宙开始爆炸的图景，但与其他宇宙模型相比，"Big-Bang"（大爆炸宇宙学的简称）能说明较多的观测事实。Big-Bang 译作汉语是“大爆炸”，但它绝不是像个鞭炮或炮弹那种爆炸。宇宙从一开始,除了量子涨落,什么都没有。从大爆炸时起，我们的宇宙处于一个不断膨胀和冷却的过程。宇宙大爆炸开始的时间大约为137亿年前，宇宙具有极小体积，极高密度和极高温度；在大爆炸后$1 0 ^ { - 4 3 }$秒，宇宙从量子背景出现。 早在1900年，德国物理学家普朗克发现，能量可以分为不可再分割的单位，并将其命名为“量子”。在量子力学中，为了描述量子的体积，人们通常使用基本量子即普朗克量子来形容。把普朗克量子同光速和其他常数结合在一起，就可以得出空间和时间方面不可分割的量子，也就是最短的距离单位和最短的时间单位，即普朗克长度为$1 0 ^ { - 3 5 }$米，普朗克时间为10 -43秒。现代宇宙学在研究宇宙起源时,对于大爆炸之后的情景，最多能计算到$1 0 ^ { - 4 3 }$ 秒。在大爆炸后大约10微秒的时候，形成了夸克－胶子等离子体（可能还包括电 构成原子核的质子和中子都是由三个夸克或反夸克组成的。 子)的“原汤”；然后，夸克、胶子组合成了质子和中子；此时的宇宙还是足够热的，中子和质子还没有束缚在一起，可谓是一 巨大的强子气团。随着宇宙的进一步冷却，质子和中子通过强相互作用，形成了原子核（氢原子的原子核只有一个质子，是唯一的例外）；原子核通过电磁作用捕获了一些电子形成了原子或离子。 当宇宙因膨胀而降温到约$1 0 ^ { 9 }$开时（相当于宇宙年龄仅为3分钟的时候）,核合成过程便有效地进行，我们的宇宙进入了由氢等离子体，氨原子核加上电子构成的原子核时代,物质世界便开始了。当宇宙因继续膨胀而降温到约$3 \times 1 0 ^ { 3 }$开时,相当于宇宙年龄为38万年，随着原子核与电子复合成为中性原子而与光子脱离热耦合，光子便成为自由光子遗留下来,成为宇宙的一种背景辐射。那时,背景光子处于$3 \times 1 0 ^ { 3 }$开的黑体辐射状态。 此后,宇宙继续膨胀,光子的波长也跟着变长,到今天,就成了相当于温度为2.725开的微波背景辐射，但仍保持了极好的黑体辐射谱形。原初核合成和微波背 景辐射便是宇宙大爆炸学说的两个可供观测检验的重要预言。科学家的研究表明，核合成的观测数据不仅与理论预言符合得很好，而且还可以据此定出宇宙的重子物质密度。 早在20世纪50年代，已经有一些理论物理学家和宇宙学家根据宇宙大爆炸理论提出预言，如果宇宙最初大爆炸时的温度高达十亿度，虽然经过长时间膨胀，温度不断下降，宇宙中汽今仍残存当年3000开辐射的余晖，即它目前残留有约$5 \sim 1 0 k$的黑体辐射的遗迹。然而这个预言在当时并没有引起重视。这个预言被美国科学家彭齐亚斯（A.A.Penzias）和威尔逊(R.W.Wilson）观测到的温度约 2.7 开微波背景辐射所证实。那是在1965 年,彭齐亚斯和威尔逊在研究一种号角式微波天线性能时，无意中发现了一种噪声性辐射，后来知道它其实就是宇宙微波背景辐射。彭齐亚斯和威尔逊当初只测量了一个点， 大爆炸宇宙模型示意图（标示了时间t、温度T和能量E）,从暴胀到夸克汤，从轻核诞生到原子形成，再到星系和引力束缚结构的最终形成。 1965年彭齐亚斯和威尔逊发现宇宙微波背景辐射，上面是他们用的号角形射电天线 且误差有$\pm \, 1$开。1989年，美国发射了宇宙背景探测器（COBE）,其上的观测仪器测量十分精确可靠，且观测范围覆盖了全天空；COBE在1992年首先探测到了全天空范围内宇宙微波背景各项异性的微小变化,证实了导致大尺度结构形成的非均匀性的存在,为现代宇宙学翻开了斩新的一页。1978年,彭齐亚斯和威尔逊因发现宇宙微波背景辐射获得了诺贝尔物理学奖。2006 年，约翰·马瑟（John Mather）和乔治·斯穆特（George Smoot）由于他们在COBE上的工作而获得了当年的诺贝尔物理学奖。 宇宙学家告诉人们，今天观测到的宇宙，几乎可以看作以星系为“分子"的均匀气体，如果追溯到密度很高的宇宙早期，那时的宇宙便可认为是真正的粒子均匀气体。因此，早期宇宙应该是真正简单的物理体系。接下来，人们就可以清晰地了解，随着我们的宇宙不断膨胀，宇宙的物质密度、温度（因而粒子的热运动能量）逐渐下降，宇宙经历了从高能到低能的极为丰富的物理过程，粒子物理、核物理、等离子体、原子、分子乃至流体力学等各种过程在宇宙演化的各个阶段相继扮演了重 要角色。 简而言之，“Big-Bang"的主要观点认为，我们的宇宙曾有一段从热到冷的演化史；在这个时期里，宇宙体系并不是静止的,而是在不断地膨胀,使物质密度从密到稀地演化；根据后来美国学者古斯提出的宇宙“暴涨”（也称作暴胀)理论，宇宙在大爆炸后即经历了一个持续时间不到一秒但暴涨了几万万亿倍的急剧膨胀过程，古斯所描述的宇宙“暴涨”—一这一指数式膨胀解决了均匀性问题,因为在早期宇宙中足够小的区域里内部过程会使之变得均匀,随后它就暴涨到了超出人们今天可见的范围；古斯还证明，暴涨的时间越长，它就会把宇宙铺展得越接近平直。 在宇宙的早期，温度极高（在100亿度以上），物质密度也相当大，整个宇宙体系达到平衡。宇宙间只有中子、质子、电子、光子和中微子等一些基本粒子形态的物质。但是因为整个体系在不断膨胀,结果温度很快下降。当温度降到10亿度左右时，中子开始失去自由存在的条件，它要么发生衰变，要么与质子结合成重氢、氨等元素；化学元素就是从这一时期开始形成的。当宇宙温度进一步下降到100万 度后，早期形成化学元素的过程结束。宇宙间的物质主要是质子、电子、光子和一些比较轻的原子核。当温度降到几千度时，辐射减退，宇宙间主要是气态物质，气体逐渐凝聚成气云，再进一步形成各种各样的恒星体系，成为我们今天看到的宇宙。 事实上，随着宇宙的剧烈膨胀,空间尺度迅速增大，密度与温度迅速下降，因此,物质与辐射间的相互作用减弱。当温度下降到3000开时，辐射与物质不再相互作用。此后宇宙进入以物质为主的阶段，物质与辐射随着宇宙的膨胀而各自演化。根据威尔金森微波各向异性探测卫星(Wilkinson Microwave Anisotropy Probe,缩写为WMAP)2003年的最新测量结果，该时期在大爆炸后的37.9万年。大爆炸宇宙论的另一个证据来自宇宙轻元素的丰度。宇宙中最丰富的元素是氢和氨，其中氢约占$7 2 \%$ ,氨约占$2 8 \%$ ,其他所有元素(称为重元素或金属元素)合计不到$1 \%$，这个比例对各个天体大致相同。 WMAP测出的宇宙微波背景偏振信息图进一步包含了宇宙复合时期以及其后的再电离时期的重要信息。事实上，微波背景辐射的偏振主要由两个原因造成：一个来自复合时期（宇宙年龄约为38万年）的最后散射面；另一个来自第一代恒星（宇宙年龄约为4亿年）再电离产生的电子上的散射。正是偏振观测改进了非均匀谱的测量精度，对著名的“宇宙暴涨"理论提供了进一步的支持。 现代宇宙学家告诉人们，目前我们的宇宙构造总体来说，宇宙空间是平直的，年龄约为137亿年,对此所了解的精度已达到了$1 \%$；我们的宇宙正以$7 0 \pm 2$干米/秒／百万秒差距的速率膨胀，而且是加速膨胀；此外宇宙由$2 4 \pm 4 \%$的物质和$7 6 \pm$ $4 \%$的暗能量组成，物质的$4 . 2 \pm 0 . 5 \%$是以原子形式存在的，$0 . 1 - 1 \%$以中微子形式存在，其余的大部分物质则是暗物质。恒星仅占整个宇宙成分的$1 \%$。同时，微波背景辐射的重要特性也已经被测量，其温度为 $2 . 7 2 5 \pm 0 . 0 0 1$开(开),而且在好于$1 ^ { \circ }$的分辨率下其微小的涨落（大约$0 . 0 0 1 \%$ )也已经被测定。已有证据表明，量子微扰是星系和其他结构形成的种子。A 让我们乘星提远航,穿越久远且瑰丽的中国冬季星,漫步天衔,拜访星神仙后,一览天上人间的奇妙景像,验听有关星官的千秋神话与前当往事……… 岁月风霜送晚秋,浮律引振乌猴。星河若旅浮槎载，夸父娣娥数往游。 秋去冬来,星移斗转,我们仿佛还能看到华夏先人观星候气的身影，浮灰起、钟吕震荡，伴随着具有动感的天籁之音的旋律，让我们进入时空变换的古今冬星之旅………… 尽管夏季的夜空星星很多，但由于此时多是阴雨天，透彻的夜空在夏季很难遇到，往往要等到在秋季黄昏时才是观赏的好时机。而冬季虽然天气寒冷,但因清透的夜空较多，且亮星也胜过另外三个季节，显得壮美亮丽，因此会深深地吸引我们的眼球。
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"title": "槎舰巡航观宇海天街漫步访星居"
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槎与舰（船)都是水上交通工具。槎，就是题图中那个木，古人乘槎可从水路通往天河。而天船，就是天上的水路交通工具，也可以在天上的战场使用。你如果想看看天船，可以在冬季的夜晚，面向东北或北面，就可看到由八九颗星星弯曲组成的一个船型,位于英仙座当中的东北部分。（笔者地处辽宁,在12 月中下旬晚9、10 点时,天船基本到了头顶)。请参见右栏“古老的天船"图。 走下天船,步入了天街。天街位于毕宿附近右侧的两星,分别是天街一（国际通用星名金牛 k,视星等 4.22)与天街二 古老的天船(绘画：徐刚） （国际通用星名金牛$\omega$ ,视星等 4.94,也有学者认为是金牛$\ast$ )。漫游天街,冬季点点繁星在眼前闪烁··……··（请参左图）
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"title": "双阳偶聚明空照两月频邻暗夜辉"
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1.“太阳”与“日”相会： 初冬的天空会出现大太阳相遇“小太阳"的天象，发生日期是11月18日，这天太阳距离“日”星很近，虽然是双“日”当空，却是天气乍冷之时。实际上并不是真的看到除了我们所熟悉的太阳之外还有个小太阳当空照耀，这里的小太阳就是“日”星，是一颗恒星的名称，中国古星名 天上的道路——天街 2011年11月18日，大太阳与小“太阳”相聚示意图 区，国际星名是天秤K，目视星等为4.77。这个古星名称为“日”，大概是照耀天宫里太阳吧！见上图。 当然，这天的“日”星是看不到的，白天只能见到太阳，此图只是示意。顺便说一句，在这个日期前后，正是狮子座流星雨出现的阶段，但会受到下弦月的影响。 # 介绍了天上的双“日”相聚，再说说双“月”为邻，一个是我们常见的月亮，另一个是位于昂宿天区，在昂宿与毕宿之间的“月”星。这个“月”星也可以看成是天堂里的月亮吧！该“月”星按国际星名为金牛37，目视星等4.38。在这个冬季里，我们有四次机会看到大月亮与这个“小月亮"聚 2011年12月8~9日间，2012年2月1日出现大月亮相会小月亮”示意图。（还有两次为2011年11月11日和2012年1月5日） 会的节目，分别是今年11月11日、12月8、9日间，以及2012年1月5日、2月1日。朋友们可以在天气较为晴朗的夜晚一睹它们的芳容。
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"title": "观象登台临气律数星点将访辰宫"
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说到廿八宿，常提及东汉云台二十八将，除了民间传说，在莆田星图中可见将星名、七曜、动物、汉光武二十八将通合一体的说法。有史书提及的便是廿四史中的《后汉书》内有“中兴二十八将，前世以为上应二十八宿，未之详也”等语。 秋季最后的一位星宿是壁水翁，为秋季大四边形的两颗星（壁宿一即飞马；壁宿二就是仙女$\upalpha$ )，初冬黄昏正是观看此景之时。与它们相邻的便是奎宿，从此星舍开始，便进入了冬季星空。冬夜里清淡的银河映入眼帘，奎、娄、胃、昂、毕、嘴、参七宿依次登上冬季夜空舞台。我们就来听听它们当中的传说与神话··
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"title": "(一)娄金狗的故事"
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1．娄金狗(娄宿)为白虎七宿的第二位。《封神演义》中，娄金狗是张雄,后来多次下凡成为英杰。 2．汉光武刘秀故事中的娄金狗是刘隆，于新一王莽末年,投奔更始帝刘玄，拜为骑都尉。后归附刘秀，多次立功，封亢父侯。刘秀得天下后的建武十六年（公元42年），在任南郡太守身为竟陵侯的他，因度田不实（即在辖区所属人员与田地数量上弄虚作假）,被查处而被免为庶人。后来随马援平叛交址有功，封长平侯。不久，以骠骑将军代吴汉行大司马事。重新被启用的他为政清廉、遵纪守法，后得善终。 3．在唐演义的传说中，娄金狗是李密，隋时长安（今陕西西安)人，祖籍辽东襄平（今辽宁辽阳）。 传说娄金狗在隋时下凡投到李家，当时他母亲怀胎接近十月，路过凤凰山兴禅寺，产下一婴儿，房内呈现瑞彩千条。老方丈在夜里梦中，已经接到神佛托梦授语：“明日贵人临世，重整社稷。”老方丈知道就是此男婴，热情接待这妇女，并为婴孩起名李密。李密逐渐长大，习文练武。有时出去骑牛赶路，常将书册挂在牛角上，一边行路，一边读书。 长大后李密到瓦岗山做了头领，率领义军沉重打击了隋炀帝的残酷统治，加速了隋的灭亡。因义军内部出现分歧，后来瓦解。李密投唐后又反唐，被灭。而他的瓦岗军中的多数头目，如秦琼、徐茂公、程咬金等在大唐帝国一统江山中屡立功劳。
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"title": "（二)参水猿的故事"
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1.《封神榜》上的参水猿叫孙祥。在西汉末年及隋唐时期曾下凡世间，留下了英雄传奇。 2.西汉末年时参水猿下凡，就是《东汉演义》中的参水猿杜茂，杜茂与岑鹏、姚（)期、马武是刘秀麾下的四位先锋，历经诸多战役，屡建奇功，刘秀即位后，被封为乐乡侯、苦阴侯等，后来被派到边疆镇守，以御匈奴。杜茂到边疆后，令边疆士兵筑防护工事、修烽火台、整军训练，又把金帛增絮供给军士，并分给边民，促进了军民同心。杜茂还在边疆屯垦造田，改制农具，用驴车转运等，使边疆的农业得以恢复，做到粮足、民饱、兵强、马壮，边疆得以巩固。 3.在隋唐时期的参水猿是房玄龄。房玄龄生在隋朝，少年时聪明好学，四书五经、兵书战策多能倒背如流。18岁时考取进士，并获封羽骑尉。投李世民后，筹谋军政事务。每次攻占一处，他都注意访寻贤能之人，并将他们向李世民推荐，使这些人感恩尽心报效，在唐统一天下及李世民登上皇位等重大事件里多是中坚。后来李世民在封赏五大头等功臣时，称赞房玄龄“运筹惟，安定社稷，功比萧何，虽无冲锋陷阵之劳，但能以大计居功一等”，可见非为一般。
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"title": "一辽东民间传说"
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1.舍爪救凡 大约是战国时期，在辽东襄平古城（今辽宁辽阳)西南面有一块宝地，那里的人民靠种田放牧过着幸福美满的生活。有个龙王心生贪欲念头，想占有这块福地为己有。一日他念咒搬移大海之水来淹没此地和驱杀生活在这里的人民。面对滔滔洪水，人们无处奔逃，被困在小土岗上发出绝望的呼喊。 眼看人们就要被洪水吞噬，在这千钧一发时刻，天空出现闪电，一道金光划过， 房玄龄 一只美丽的金色大公鸡落在土岗上，它对被困的人们说：“可怜的人们，不要害怕，我可以搭救你们。”惊呆了的人们是怀疑与侥幸交织一起的，又都带着期望的目光看着金鸡。 原来这只金色大公鸡是天上的昂日星官（也叫昂日鸡）,特意来凡间解救这次灾难的。只见昂日鸡身金光四射，用一只鸡爪踏入水中，水便消退了。可是当它将鸡腿抽出要走时，水又涨起来。无奈昂日鸡将一只鸡腿与身体断开，解下落到水里，五只脚趾不停地伸长，一直伸向很远很远的地方，化为一种驱消洪水的力量，成为五条排水沟，洪水消失了。只见少了 一只腿的金鸡对人们说道：“再见了，你们得救了。”一道金光闪过,金鸡消失在云霄中。从此这里留下了五条水沟，通往四方，人们给它取了个“鸡爪沟"的名字。现在如果到辽阳柳豪乡的鸡爪沟,看到与其他地方不同，就是大小五条河向四方流。那条鸡腿爪化为金粉，与流沙混合散到各处，便有了“沙里淘金”。 2.播金撒玉 昂日鸡从鸡爪沟飞起后，就向东奔向盛产人参、灵芝、五味子等药材的辽阳东山地区，在山坡疗伤。那个地方很穷，金鸡知道，腿上皮屑与身上碎毛会变为金玉之类，剩下一条腿的它就落到那里处理伤口，将身上鸡毛拔下，化为一条腿，接到救护鸡爪沟时落腿造成的伤面处，成了有特异功能的腿。那些落到地上的残渣，化为金矿，此地就是辽阳水泉乡的鸡爪山，现在这个鸡爪村还有金矿呢！ 疗好伤后，昂日鸡便向南飞经过襄平（今辽阳）南边一片群山时，鸡身上残屑飘落在偏南的山区化为玉，就是岫岩玉，如今辽阳邻居城市鞍山所辖的岩满族自治县还在开采和加工玉石。 昂日鸡那条补上的腿，具有神奇功力，但在一般情况下是隐而不显，经常是蜷起的状态,便留下了“金鸡独立”形。从那之后的昂日七星，就有一颗不太亮了，一般人只能看到六颗星，就是因为后来补变的那条腿经常蜷起的缘故。见下图昂日星金鸡独立。 今年的古星浮槎到此结束。A (责任编辑张恩红) 冬季的星宿：奎、娄、胃、昂、毕、嘴、参。在昂星团（昂日鸡)两侧,左侧是人物化的昂日星官；右侧的是神话里昂日鸡的原形动物。它们都呈“金鸡独立”式。
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"title": "列星二十八，经纬何纵横"
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二十八宿的出现比三垣还要早，这是古人大致沿黄道划分出的重要星座。为什么沿黄道划分就重要呢？因为古人早就发现，除太阳外，月亮以及金、木、水、火、土这些“运动的天体”走过的路线也都在黄道附近，由于星占、天体测量的需要，为了表述这些运动天体的位置，黄道附近的星空就显得格外重要，于是古人大致沿黄道把这部分星空分成28份，每一份叫一“宿”，合起来就叫“二十八宿"。 为什么分成28份呢？主要是为月亮的运行考虑的，月亮在恒星背景上27天 多走一圈，于是古人凑一个整齐的数：28，让月亮大约一天走一份。28可以被4整除，这样记录太阳行走时又可以将这二十八宿均分成4份，每份是一个季节。之所以叫“宿”，是“宿"有“停留”“住宿”的意思，古人想象，既然这些星座是为记录月亮行程准备的，人间的车马在官道上都是日行夜宿，天上的月亮也该这样，所以这些星座就称“宿”了，每一“宿”就是一家“月站”。（图1） 二十八宿按顺序是：角、亢、氏、房、心、尾、箕；斗、牛、女、虚、危、室、壁；奎、娄、胃、昂、毕、嘴、参；井、鬼、柳、星、张、翼、轮。（图2） 图1月亮每天走一“站” 图2二十八宿分布图 好，我们看看古人在诗词中是怎样描述二十八宿的。 “仰观苍苍，悠久且长。一十二分终而复始,二十八宿巡而有常。各安其位,各正其方。每披云而见质，恒耿汉而流光。” 这摘自唐人冯宿的《星回于天赋》,这是他有感于天体运行的秩序而作的赋。“一十二分"指将黄道分成“十二次”用于岁星纪年的方法。“披云而见质"指分开云就可看到星星的本体，“耿汉”指“明亮的银河”。“巡而有常"指建立二十八宿后，日月五星运行就有标志了。 唐代诗人李贺在《高轩过》中写道： 二十八宿罗心胸,元精耿耿贯当中。殿前作赋声摩空，笔补造化天无功。 《唐才子传》中说李贺“七岁能辞章，名动京邑”，当时的大文学家韩愈不相信七岁的孩子能做出什么好诗来，就与朋友皇甫湿亲自登门拜访，小李贺还扎着总角（就是哪吒那种发型)出门迎接，随后欣然承命，立马写出了《高轩过》这首诗。这几句诗是赞美韩愈、皇甫湿胸有天赋之才，集天地之精华（元精），他们应诏在殿前作的赋，声振云天，生花妙笔可以弥补自然的不足,巧夺天工。 从这李贺几句诗还可以看出，古人把 二十八宿不仅当成自然的星座，还当成了经纬天地的象征。清代赵翼的《苏州玄妙观登三层楼》诗有句：“眼廊三千界，胸罗廿八”，也是这个意思。 北宋诗人梅尧臣是一位天文爱好者，经常在诗文中提到星宿，如《喜谢师厚及第》: 宿雨洗新绿,朝日初闻莺。风从天门来,吹下玉简名。列星二十八,经纬何纵横。南方朱鸟目，火焰令人惊。其余撒沙众，龟整瓜明。吾欣安石后，世世有令声。 “玉简"是帝王的文书，这里代指登第的列榜,登第者姓谢,故诗里被称为晋代名相谢安石的后代，“令声”即好名声。诗人为祝贺好友及第，写了不少天象作为烘托,其中除了二十八宿外,朱鸟、火、龟鳖、瓜，都是星名。 因为二十八宿的独特地位和作用，时常有诗人用二十八宿各宿的名字入诗，称《二十八宿歌》，这里举一首北宋文人黄庭坚的《二十八宿歌赠别无各》,其中这些二十八宿的名字嵌在哪里，读者可以自己去找： 虎剥文章犀解角，食未下亢奇祸作。药材根氏罹断掘，蜜虫夺房抱饥渴。 图3四象瓦当 有心无心材慧死，人言不如龟曳尾。卫平哆口无南箕，斗柄指日江使意。狐腋牛衣同一焕，高丘无女甘独宿。虚名挽人受实祸，累棋既危安处我。室中凝尘散发坐，四壁熹熹见天下。奎蹄曲限取脂泽,娄猪艾彼何择。倾肠倒胃得相知,贯日食昂终不疑。古来毕命黄金台，佩君一言等嘴。月没参横惜相违,秋风金井梧桐落。故人过半在鬼录,柳枝赠君当马策。岁晏星回观盛德，张弓射雉武且力。白鸥之翼没江波,抽弦去轮君谓何。
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"title": "东方青龙西白虎，南面朱雀北玄武"
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二十八宿可以被均分为四份，这是古人一种奇妙的划分，不仅表示了四季、四方，还可以各用一种动物的名字来统称，称“四象”，（图3)它们是： 东方苍龙：角、亢、氏、房、心、尾、箕； 北方玄武：斗、牛、女、虚、危、室、壁； 西方白虎：奎、娄、胃、昂、毕、嘴、参； 南方朱雀：井、鬼、柳、星、张、翼、轮。 “四象"又称“四兽”。其中苍龙即“青龙"；朱雀，据学者考证是鹑，朱即红色；玄武比较特殊，它是两种动物合一的形象一一蛇绕龟体，玄为黑色。（见题图） 北宋道人张伯端的《挨排四象生真土诗》这样写道： 东方青龙西白虎，南面朱雀北玄武。 图4印章中的四象(四灵印) 四兽挣疗不可当，定计将军能作主。 张伯端精通三教经书，对天文星占极有研究,所以才在诗中随手就写出了四象的阵势。 晋代文人成公绥的《天地赋》也曾用四个句子描述了一下四象： 白虎时据于参昂，青龙垂尾于心房；玄龟匿首于女虚,朱鸟奋翼于张。 四句诗把四种动物的特点结合星宿名全点出来了：猛虎常做踞状，何况最早参宿本身就是半站立的老虎形象，故说它“据于参昂”；龙有尾，就是二十八宿的“尾宿”，所以“垂尾于心房”；龟的特点是缩头，故“匿首”；鸟在天上一定是飞翔的姿态，所以朱雀“奋翼”，也恰好是其中的一宿。 东汉天文学家张衡在其著作《灵宪》中也形容：“苍龙连蜷于左，白虎猛距于右,朱雀奋翼于前，灵龟圈首于后”。其前一后一左－右的方位可以这样理解：春日黄昏，观测者站在观星台上，面朝南方，看到左边东方闪烁的星座正似一条蜷缩的神龙正要展开在空中；再看右边西方七宿，如同一只猛虎跨踞施威，正要没入西天；仰望前方南天高挂的星座，一只赤色神鸟正在天上翱翔；而这时玄武七宿的龟蛇图景无法见到一正在身后北天地平线之下缩头躲起，故称“灵龟圈首于后”。 梅尧臣写过一首《日蚀》,洋洋洒酒地写日食发生的过程，以及对日食原因的猜测，他认为，是太阳上的“三足乌”没有尽 到责任，给太阳招来的祸殃，应该让后羿射杀此鸟，这样后就会 二曜各安次，灾害无由逢。南不尤赤鸟，东不销苍龙。北龟勿吐气,西虎勿啸风。五行不泪陈,虞舜生重瞳。 也就是说，招祸的三足乌没有了之后，日月从此各安其位，无害无灾；东、南、西、北的四兽也再无怨气和不平了；五大行星也不会错杂运行（汨陈）；地上的圣人（虞舜)也会像个圣人的样子了（重瞳即一个眼晴里有两个瞳孔，古人认为这是圣人的标志)。 古代把四象纳入诗词的例子很多，像“混内豁然，空中有象，天地相交四兽赞。前朱引，后玄随左右，虎绕龙蟠"（【元】侯善渊《沁园春》)也是一例。 元代词人王哲有一首词《临江仙·说四象》填得非常有趣,短短的小词中，不但写了四象，还把中国古代科学文化的要素都贯穿了一下： 性命阴阳如可论，,心脾肾肺刀圭。更兼南北与东西。甲庚丁与癸,雀武虎龙齐。子午冲和连卯酉，春冬秋夏相携。白青赤黑吐虹霓。坎离并震兑，水火木金蹄。 我们看一看词中是怎么贯穿这些的：按“东一南－西一北"的顺序,对应的四象为“龙一雀一虎一武”,天干为“甲－丁一庚一癸”,地支为“卯－午－酉－子”,四季为“春一夏一秋一冬”，颜色为“青一赤一白一黑”（“黄"为中),八卦为“震离一兑一坎”，五行为“木一火一金一水”(“土”为中),五脏为“肝一心一肺一肾”（“脾”为中）。这九组要素全是互相对应的，只是“五脏”有点偏差，“脾”为中,不对应四方，如果“心脾肾肺刀圭”换成“心肝肾肺刀圭”（“刀圭”是量药的杯子，这里代指医术）,就非常完美了。不过王哲是一位颇通医术的学者，不大可能弄错，所以“心脾肾肺”可能是后人传抄的错误。 唐人张祜的《古镜歌》则透露了点不同的信息： 夜深时出仰照天,二十八宿中相连。青龙耀跃麟眼动,神鬼不敢当庭前。 “青龙”是苍龙无疑，那“麟”是什么呢？原来,这里反映的是早期的四象，,早期的四象西方为“麒麟”，后来才演变成白虎，《礼记·礼运》里曾提到“麟凤龟龙，谓之四灵”,指的就是早期的四象。诗人夜半用古镜照天，只见二十八宿首尾相连，苍龙腾跃，麟眼闪动，镇得神鬼都不敢出现了。
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"title": "经星二十八，历历如缀，万古俨不动，分列十二州"
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我们的先辈不仅把人间的事物都与天上的星座对应起来，而且把中华大地的地理形势与天上的星宿也作了严格的对应,这种对应叫“分野”。这是中国特有的一种天地对应划分法。成熟的分野是“二十八宿分野”，古人将天上的二十八宿分配给了中华大地的“九州”（后来是十二州）,建立了一种分区的天人感应关系，通过日月五星和二十八宿的“相遇”来占卜各地的吉凶祸福。可以说，“分野"观念是中国古代“天人合一"哲学思想最形象、最典型的体现。（图5） 清代诗人沈在廷有《星球图歌用昌黎石鼓歌韵》开头就写道： 分野乃究《括地志》，测象乃读《步天歌》。按歌制器宗内府,缩以六寸精若何。度想穿月挂秦镜,芒近落日挥鲁戈。阴阳为炉鼓造化,李氏煎锡工指磨。黄赤低昂判冬夏,元精耿耿心胸罗。 诗人面对一个小小的御制天球仪，对其精致、深奥感叹不已。《括地志》是出现于唐代的重要地理著作，过去的地理书，必讲分野，有“无天不成书，无野不成地”之说（中国早期的古籍每书必讲天文）,所以才有头两句诗的感慨。后面几句是写仪器的精致、光亮、演示方法和内涵等。 南宋人于石的《七月七日》，在他七夕观赏牛郎织女星时，对天象作了这样一番描写: 吾尝夜观象,细与推其由。惟有五纬星,顺逆有去留。经星二十八,历历如缀旋。万古俨不动,分列十二州。其余众常星,烂然满空浮。休咎必有证,君德修不修。 “五纬"指五大行星，因为行星是沿纬向运动的，故称“纬星”；恒星静止不动，可作经线标志，所以称“经星”，那么二十八宿作为经度的起点，更是当然的经星了。缀旋，指皇冠前的“流苏”，这里用来形容经线的密集。这二十八宿按分野分属十二州。最后两句说，这种划分法，其“用途"就是用天象变化来验证地上的政治教化好坏的。 古诗中一提到“分野”，基本都是直接涉及星占的，如： “分野受其咎，天道安可诬”。（【宋】舒岳祥《日食》) “汝南一值贤人降，分野于今占德星”。（【宋】张徽《闻龙学平昔曾游川西湖》) “如今分野无狼孛，青史楼标定乱功”。（【五代·吴)钱《青史楼引宾从同登》) 不过有两句著名的诗“分野中峰变，阴晴众殊"【唐)王维《终南山》)却不是讲二十八宿分野的，诗人只是写终南山之高、之大，站在山顶，如同站在气候分界线，只见南北景象迥然不同。这里的“分野”与现代人偶尔使用的“分野”含义接近，就是“分界"的意思。 下面看几例具体写分野位置的诗句。 我本楚狂人,凤歌笑孔丘。 手持绿玉杖,朝别黄鹤楼。 五岳寻仙不辞远，一生好入名山游。 庐山秀出南斗傍，屏风九叠云锦张，影落明湖青黛光。…… 这是李白的著名诗篇《庐山谣寄卢侍御虚舟》。看图6,江西一带是“斗"的分野，所以诗中说“庐山秀出南斗傍”。 龙盘虎踞甚形胜,大江以东斗以南。 这是宋代诗人白玉蟾《觉非居士东蕃》中的诗句，“龙盘虎踞”无疑是写南京，它的位置当然是在长江的东面、斗宿分野之南了。 扪参历并仰胁息，以手抚膺坐长叹。问君西游何时还？畏途岩不可攀。 这四句出自李白的《蜀道难》。《蜀道难》全诗写的都是蜀道之高、之险，这里写旅行者走到蜀道的最高处，抬手一摸，都能摸到天上的星辰，可天上的星辰那么多，摸哪个最有代表性呢？蜀地一带是“参”和“井”的分野，所以诗人才写出了“扪参历井仰胁息"这样流传千古的诗句。 燕分炳箕宿，鲁野照奎星。（无名氏《水调歌头·贺人生侄》)这是直接写箕、奎的分野分别是燕、鲁一带的情形。 星分翼轮三湘尾，万顷湖边旧晋都。(【宋)孙颅)这是古书中传下的残句，三湘即湖南大地，它们当然属于“翼”、“轮”的分野了。 从明末清初开始，西方天文学被介绍进入中国，地圆思想、五大洲说法对分野观念造成了严重冲击。嘉庆年进士齐彦槐的诗《读翼梅》,表现了他接受新思想后，对传统观念提出的强烈怀疑,全诗如下： 四海共一海,九州复九州。日天一点内,容此大地球。中国此点中,泰山其蛭丘。人于此点中,广野之。蜗角国蛮触,征战何时休。蛟睫巢焦冥，身家无尽谋。 彼天上星，大包四部洲。一星一世界,数与恒沙伴。不识一星中,还有人物不。此星距彼星,难测道里修。而强牵连之,名日箕斗牛。又为分野说，下派燕秦周。此理恐未然，其说近谬悠。王良一仆夫,挟策青天头。世无楚灵均,更与谁谘。 诗里提到了地球的概念，说中国在地球上占的很小，至于一个人就更微不足道了。国家间的战争只不过像两只蜗角打架那样无足轻重，人居住在家园更像焦冥（一种极小的寄生虫）住在其他动物体内一样没多少主动性、充满无奈。诗中还从科学的角度提出了是否存在外星人的问题。又对分野说提出了质疑,并对星名也提出疑问：王良只不过是个赶车的马夫，怎么也拿着鞭子站在青天上充神？最后诗人感叹，喉！这么多的“为什么”，可惜写过《天问》的屈原不在世了，我能和谁去探讨咨询呢？表现了诗人面对新世界、新视野、新问题,急欲探寻究竟的求知态度。A （责任编辑张恩红） (接上期) 7.目镜的选择：对于天文爱好者，可选最简单的目镜系统，如冉斯登目镜，它是由两块一样的平凸单透镜组成。 笔者以前都是自己磨制,现在看来可以去买现成的成品，用起来比较方便，花费也不多，似没必要自己做了。最好是先买到成品，在做镜筒时可以参考目镜接口的配合尺寸及其焦面位置。 需要提请注意的是：不要追求太大的放大倍数！可买几种规格的备用更换。一般用20倍至40倍即可，如果自己认为主 镜加工得还好，可以用到60倍，不要超过100倍。因为大气抖动随着放大倍数的增加而增加！望远镜的放大倍数等于主反射镜焦距除以目镜焦距。笔者提请大家还是把主要精力放在加工主镜上，其他能买就买成品。 8.寻星镜的作用：因为主镜视场比较小，直接用它找星比较困难，所以可用一架小折射望远镜做为寻星镜，把它调到与主镜可看到同一视场中间，这样先把欲看的天体用寻星镜找到，则主镜视场中就会有此天体了。 也可以用一个自制瞄准器，瞄准见示意图$6 9 _ { \circ }$甲处装十字丝，乙处装窥孔，一人在目镜处看主镜中天体，另一人调瞄准器（就像长枪的瞄准准星一样），使二者重合。当然这种瞄准器只能瞄准眼睛能看到的天体。 如果有条件也可以买成品用，把它装在镜筒上,光轴调到与主镜重合。 洁工作，所用瓶子、量筒···均要仔细清洗过，这是成败的重要因素，所用药品均为分析纯的），待溶化后进行过滤，把脏东西滤掉，放入浓硝酸，然后放入无水酒精，所谓“无水酒精"即是才买来的新酒精，未开盖子的。如果打开了盖子存放久了，它会吸水，影响效果。将瓶口盖好存放在阴凉处。当然一次也可以配制500ml，其余用量均减半。如果由于某种原因,来不及,需要临时配制则可先不加酒精，将液体加热煮沸，冷却后再加酒精使用。最好还是用老还原剂，且时间放置愈长愈好。临时用也可只用葡萄糖作为还原剂。 镀银前把镜面清洗干净，干了以后用蜡纸从边缘围起来，纸的做法是，先把石蜡放在浅的铁盒中熔化，把厚纸放入其中，渐渐拉起来，纸上就均匀涂上一层蜡，冷却后就可以应用了。对于我们的镜面，将蜡纸裁成宽$4 5 \! \sim \! 5 0$，长500的一条，用白胶布围在干了的镜子外围。见示意图$7 0 _ { \circ }$把蜡纸用白胶布将镜子外围裹胶起来，此时镜子外围不能有水，否则胶不牢！也不能有气泡，一定要胶好、胶牢，像一个盒子不漏水。纸圈接口的地方(起点及终点)也要用胶布胶牢。 图69
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"title": "二，化学镀银"
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如果经济条件允许，主镜与小平面对角镜可以请光学厂家协助用真空镀铝法镀铝，这种方法镀得牢固，反射率也高。抛光的镜面反射率很低，一般只能反射入射光的$4 \, \%$，用这种镜面直接观测恒星就太暗了，因此要在其表面镀上一层能反射$9 0 \, \%$以上的光线的银膜。对于天文爱好者来说，化学镀银还是很方便的，所用药品可到化学试剂店购买，注意要用“分析纯”的。首先要在一个月前或是更早些配制好还原液，还原液配制好后，放置的时间愈长愈好，还原液的配方是： 冰糖 90克 浓硝酸 4ml 酒精 175ml 蒸馏水 1000ml 先将冰糖打碎放入蒸馏水中（一定要用蒸馏水，下同，化学镀银主要关键是清
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{
"title": "图70"
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在镜面上倒入一些硝酸（注意通风，尽量少吸入其气体），用塑料棒或夹子裹上脱脂棉花擦拭镜面，各处都要擦到，用自来水冲洗多遍，再用蒸馏水冲洗$2 \! \sim \! 3$遍，然后倒入深约10的蒸馏水待镀，随时注意不能使镜面暴露在空气中。对于新鲜镜面第一次镀银也可以不用硝酸洗，但表面要干净，无油脂、脏物、手印等。检验表面是否干净，可倒入些蒸馏水，然后倒出，如果表面能均匀分布一层水就表示洗干净了。若有个别几处沾不上水，则这些地方就不干净。 镀银配方为： 所用硝酸银$( { \mathrm { A g N O } } _ { 3 } )$ )克数$\mathtt { A } =$镜面面积$\left( c m ^ { 2 } \right) / 2 7$ 例如对于口径15cm的镜子，所用硝酸银$( A g N O _ { 3 }$ )克数$\mathsf { A } = \pi \, \times \, ( \, 7 . 5 \, ) ^ { 2 } / 2 7 = 6 . 5$ 图 71 克$\approx \! 7$克。甲液是$A g N O _ { 3 }$，数量为A克,添加$H _ { 2 } O ($水)15A毫升(ml)。对于15cm镜子,则为7克$A g N O _ { 3 }$及水 105ml。乙液是 KOH(氢氧化钾)A/2克及$H _ { 2 } O 5 A m$ l。对于15cm镜，用KOH3.5克，$H _ { 2 } O 3 5 m 7$。 按配方分别配好甲、乙液，充分搅拌，使之全部溶化。在它们溶化的过程中，即可进行前面所说的镜面清洁工作，等这些准备工作完成后就可以正式开始镀银。 先在甲液中，一滴一滴地,缓慢滴入氨水，此时甲液由无色变为浅褐色、深褐色。在滴氨水的同时，用玻璃棒不断搅动，人最好在上风的地方，以免吸入过多的氨气！要注意液体会由深变浅又到无色，真到了无色就失败了，表示氨水加多了！所以要注意由深色变到土黄色就要停止加氨水，不可过头。将乙液徐徐倒入混合液中，此时又变成深褐色，更要注意要慢慢地加氨水，搅拌直到成土黄色为止，如果加过量也会成透明状。取还原液42ml(因为还原液用量为每克$A g N O _ { 3 }$用还原液6ml）将上边的混合液与还原液同时倒在已有蒸馏水的镜面上，不停晃动，使液体在镜面上不停运动，大约4－5分钟（依室内温度而定），镜面银层上就有沉淀出来了，此时要用干净的湿脱脂棉在镜面上轻拖，拖时若有硬物会把镜面银层划伤！所以一定用清洁的棉花。各处均要拖到。大 约要8分钟后，才可把液体倒掉，用自来水冲洗镜面，然后小心地把蜡纸去掉，不要刮伤镜面的银膜！注意将下水道用水冲洗干净。 在镀的过程中，即将镜面上的混合液倒掉前，可用亮的灯泡在镜面背后照亮，看银层厚度如何。如果仅能看到灯丝，就行了。冬天反应慢些,所用时间较长,夏天温度高，化学反应快，最好是在$1 8 ^ { \circ } ~ \complement$镀银。要特别注意的是，温度太高时液体会爆炸,银层也软,不牢。因此高温季节最好不镀。 前文提到要滴入氨水，万一过量了，液体变为透明，这时只可再适当加入些甲液，液体又会变为褐色，再滴入氨水成土黄色即可。如果需加入大量甲液，则要考虑乙液及还原液也相应加量。因此还是要小心滴入氨水。 再说一遍，清洁工作是镀银成功的关键！往往是清洁工作不彻底使镀银失败！这一点一定要注意。用这种方法镀银，表面有灰雾，第二天当镜面干了以后，还要进行抛亮工作。事先把一块约$1 0 0 \times 1 0 0$ 见方的麂皮及一块大些的纱布用肥皂洗净，除去油脂，在没有灰尘的地方晾干。把镀好的镜面平放在光线比较好且干净的桌子上，桌上垫一层纸或塑料布，把门窗关好，以免有灰尘吹到镜面上。手洗干净 后，用纱布将麂皮揉软，把细红粉少许放在麂皮细软的一面，用麂皮将它揉擦，约有$4 0 \times 4 0$面积沾上红粉即可。这样就有部分细红粉粘在了麂皮上，其余的抖在纸上，用脱脂棉一块做馅，用麂皮没有粘红粉的那面将它包起来成为扁球状，用手拿着它，以粘有红粉的麂皮在镀银面上轻轻的擦拭（可作螺旋式擦拭），一点点把镜子部分抛光亮，此时麂皮上的红粉变黑了，可揉一下，放入新的红粉再擦拭，直至整个镜面都光亮为止。注意，麂皮上的红粉不能太多，只是把镜面上灰雾抛掉即可。然后把抛亮的镜面放入盒中备用。在此过程中不要讲话，否则睡液会喷到镜面上。 化学镀银所用药品部分是有腐蚀性的，如硝酸、硝酸银、氢氧化钾、氨水、.…·，因此使用时一定要注意，不能触及皮肤，用后妥善保管，备以后应用。要放在阴凉避光处，加锁锁好，以免小朋友惹祸。另外镀银时，要换上旧衣服，以防腐蚀。 镀银镜面在使用条件比较好的情况下可以用1年左右，因为空气中的硫会使镜面发暗，反射光锐减。重新镀时，要用硝酸洗去银膜。镀银液不能保存，用完及时倒掉！过了一段时间，镜面发暗了，又要用上法重镀。 当然如果经济条件允许的话，最好是用真空镀铝再加一层保护膜，用的时间较长。 几点说明： 1)化学镀银的最佳温度是$+ 1 8 \%$。温度高时据称可能爆炸(但笔者未碰到过)。 2)室温高时,镀出的银层软，易划伤，镀5分钟左右,看脏的沉淀多少而定。 3)室温低时,时间要延长,如8分钟至10分钟,也要看沉淀多少而定。 4)整个过程要注意安全、保护皮肤。因此房间要通风。 5)成败的关键是清洁工作！最好竖成一定角度去除残留液。 6）此处介绍的方法也可用于镀制大口径的镜面,见图71，是镀制一块有中孔 (待续) 天文观测攻略系列之三十
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"title": "深空天体观测入门攻略（五)"
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口山风 进入10月，北半球秋意渐浓。对于我国的许多地区，入秋以后，天气会逐渐告别夏天那种湿热多雨的状态，变得越来越晴朗通透，也越来越适合进行天文观测。同时,秋天蚊虫渐少，而夜间还没有到隆冬时节那么寒冷，因此进行观测的时候是很舒服的。让我们抓住秋高气爽的好时节，多找些机会走到夜空下，来探寻星空中的宝藏吧！对本系列有任何意见或建议,欢迎发邮件到我的邮箱：universezx@bjp.org.cn。
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"title": "M31——北天最大最亮的星系"
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秋夜星空中，最吸引观测者目光的深空天体，非大名鼎鼎的仙女座大星系M31莫属！要想寻找它，我们先找到位于南方高空中秋夜星空的代表——飞马座四边形(又叫秋季大四边形)，如图1所示，这个四边形左上角的那颗2等星其实不属于飞马座，而是仙女座$\upalpha$，它是仙女座的头部。从这颗星再往左上方看，在离它不太远的地方能找到和它差不多亮的2等星仙女座$\upbeta$，它到仙女座$\upalpha$的距离跟仙女座$\upalpha$所在的那条飞马座四边形的横边差不多长。找到仙女座$\upbeta$后,向右上折一个差不多90度的角（相对于仙女座$\upalpha$到$\upbeta$这条连线而言），在较近的地方能找到稍暗的仙女座$\upmu$星（略亮于4等），再远一点有一颗更暗的4.5等星——仙女座$\nu$星，M31就位于仙女座v星旁边。 仙女座大星系M31是北天看上去最大最亮的星系，亮达3.5等。当然，这星等是把整个星系的亮度都集中在星系核处算出来的，而由于它本身弥散了很大面积，因此单位面积上的亮度远不到这么高，星系核处大概也就和5等星差不多。在观测条件好的地方，我们用肉眼就能轻易地看到它！图2给出了用肉眼看到M31的大概样子，它看上去就像夜空中一小片模糊而黯淡的云雾。在这张图上,仔细辨认，你应该能认出来刚才提到过的飞马座四边形、仙女座$\alpha 、 \beta 、 \mu 、 \nu$等路径星。试一试，把它和图1对应起来！ 那么，在什么样的地方，我们可以挑战肉眼看M31呢？城市的灯光污染影响了我们欣赏暗弱的星光，离城市越远，光污染越小。根据笔者多年的观测经验，即使对于北京这种特大型城市，只要来到距市 图1M31和M33周边较大尺度星图，极限星等6.5等。 图2用肉眼看到M31的大概样子 中心直线距离在50千米以上的地方，就可以欣赏到比较好的星空，足够让你看到明显的银河，以及用肉眼勉强看到M31；如果到市中心直线距离超过75千米，星空会越发明亮，银河会显得很漂亮，肉眼看M31也会很容易；如果到市中心直线距离超过100千米，星空和银河就可以称得上壮丽，而M31会是夜空中一个非常明显的小亮斑。我至今还清楚的记得2003年秋天在新疆戈壁滩上的一个小镇，我夜里出门往东北边一看，夜空中一片明亮的光斑让我误以为是天上的云，过了好久才认出来它原来就是M31！那视觉效果跟在北京近郊用寻星镜看到的差不多！当然，除了到大城市的直线距离，观测条件还和许多因素有关，比如海拔高度，低空雾霾，大气透明度，以及周边近距离县城、村镇的灯光影响等，需要综合考虑。一般来说，推荐往海拔高一些的山里去，观测条件会比平原地区更好。 接下来，我们就要尝试用望远镜观测M31了。由于M31非常明亮,所以我们甚至没有必要使用更细致的星图，只需要根据图1，通过仙女座$\alpha 、 \beta 、 \mu 、 \nu$这几颗路径星，就能用寻星镜轻易地找到M31这 个明显的亮斑，然后就能在主镜中好好欣赏了。图3给出了寻星镜中M31的大概样子，图4给出了主镜中M31的大概样子。我们能够比较明显地看到的这个亮斑是明亮的星系核，而如果观测条件较好,主镜口径在10cm以上，那么你在仔细端详一阵子之后,应该能够在星系核周围看到一部分相对较亮的星系盘,以及分辨出星系盘上的几条黑暗的尘埃带。 观测M31的难度在于,它旁边还有两个比较小的梅西叶天体，它们是两个小个头星系,都是M31的伴星系，它们受M31的引力控制而围绕它旋转，它们的梅西叶编号是M32和M110。这两个伴星系的亮度都在8等左右，到M31星系核的中心大约二三十个角分。由于我们的注意力总是会被壮美的M31本身所吸引,因此很容易就会忽略它们的存在。另外很多人可能也误以为由于它们和M31在一起,所以看到了M31 就看到了它们。这想法其实不对。之前我们说过,M31的视大小很大。有多大呢？它的星系盘长轴上能并排放下6个满月(约3 度),短轴上也能放下 2个满月(约 图3寻星镜中M31的大概样子 图4主镜中M31的大概样子 图5M31附近的详细星图,极限星等10等。 1度），我们一般的主镜视场也就几十个角分，看到的明亮的星系核只不过是这个巨大星系的很小一部分，所以,把星系核放在视场中央，M32和M110基本不大可能在同一个视场中，一定要专门寻找一下。 图5给出了M31附近的详细星图，极限星等10等，可以根据仙女座$\nu$星、M31星系核以及周边较亮的几颗星来确认M32和M110的位置。图6给出了在主镜中看到M31、M32、M110的大概样子，由图可见，M32核心比较亮，相对比较容易被看见,但其个头太小,稍不注意你可能会以为它只是一颗恒星,要仔细辨认;M110 弥散而黯淡,很不容易被看到,观测它需要好的器材、好的观测条件和耐心的搜寻。 在天文摄影的作品中,M31 呈现出非常壮观的样子。即使是一套业余器材拍出来的片子,也足以震撼观众。图7 是笔者用一套业余器材拍摄的M31 照片,明亮的星系核位于画面中央,硕大的星系盘充满了整个画面的对角线,星系盘上的若干条黑暗的尘埃带清晰可见。画面下方狭长的小星系是M110,画面中偏上的小亮斑（看着比一般的恒星略大一点)是星系M32。整个画面上密密麻麻的星点，都是我们银河系的前景恒星。 M31在天文学的发展历史上也有重要的作用。因为它的明亮,早在公元905年， 图 6 主镜中 M31、M32、M110 的大概样子。一般而言主镜视场不会有这么大，这只是一个示意图。 甚至更早的时候，它就被波斯天文学家所知。公元964年，波斯天文学家Abd-al-Rahman A1-Sufi 在其《恒星之书》中描述并且描绘了这一天体，称其为“小云朵”。1764年8月3日，查尔斯·梅西叶将其编入自己的星表。长期以来，人们将这些云雾状天体统称为“星云”，因此M31又叫“仙女座大星云”。直到1923年,哈勃 用胡克望远镜拍摄了M31照片，将“星云”边缘分解出了单颗恒星。在这些恒星中，哈勃发现了享有“量天尺”美誉的造父变星。通过对造父变星的观测，哈勃计算出M31的距离为100万光年（今天的数据为220万光年）。这样，确定了M31远在银河系之外，它是类似银河系那样独立而庞大的天体系统——星系，从此拉开了星系天文学的大幕。因此，我们现在称M31为“仙女座大星系”。不过“仙女座大星云”作为一个历史名词，也保留了下来，用这个名字来称呼M31，也不算错。
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{
"title": "M33——银河系和M31的近邻"
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看完了M31，让我们把目光转向它的 图7天文摄影作品中壮美的M31 旁边。在不远的三角座中，还有一个漂亮的星系。它比M31小一些,暗一些,但仍是北天视大小第二大的星系。它就是三角座星系 M33。 本文一开始的图1，已经同时给出了M33的位置。要想找到它，我们首先要找到位于仙女座左下方的小星座一—三角座。其实几乎任意三颗差不多亮的星都能形成一个比较明显的三角形，而三角座这三颗主星都不是太亮，所以要想辨认需稍微花点时间。好在这三颗主星也不是太暗，三角座$\upalpha$为3.4等，$\upbeta$为3等，$\upgamma$为4等,以$\upalpha$为顶点，形成一个差不多等腰的锐角三角形。当然，仔细看，$\upgamma$星旁边还有两颗亮度略暗的5等星。确定了三角座以 图8M33周边详细星图，极限星等9.5等。 后，找到三角座$\upalpha$，将它和之前介绍过的仙女座$\upbeta$连线，M33就位于这条连线1/3的地方,靠向三角座$\upalpha$，并向西南偏离开这条连线一点儿。 当然，如果你实在确定不了三角座，那也有别的办法。我们先找到白羊座明亮的2等星娄宿三(白羊座$\upalpha$ ),它在仙女座东南稍远的地方，飞马座四边形的正东。我们可以通过飞马座四边形上方那条横边向东延伸大概1.5倍，再偏下一些，就能找到这颗亮星。找到娄宿三以后，连接娄宿三和仙女座$\upbeta$，M33几乎就位于这条连线的中点上，略微偏向仙女座$\upbeta$一点儿。 再有，你如果在找M31的时候已经确定了仙女座$\upmu$星，那么，连接仙女座$\upmu$和$\upbeta$，向前延伸大约2倍少一点点，也能找到M33。 M33的视星等为5.7等，貌似很明亮，但它非常弥散，而且和M31不同的是，它没有一个显著明亮的星系核，所以5.7等的亮度平摊开，几乎整个星系都弥散得十分黯淡。许多人都想不到,要想看到这样一个大个头的星系，竟然是一个不小的挑战！ 不过，M33的视星等毕竟有5.7等，而其个头也还不足以达到让肉眼也觉得它很弥散的程度,所以理论上，在观测条件极佳的地方，视力好的人能用肉眼直接看到M33。国外也的确有这样的报告，不过笔者从来没有用肉眼看到过，希望本文的读者如果有机会到一个观测条件很好的地方，自己视力也很好，不妨挑战一下。 由于M33弥散而黯淡，所以，用较大口径的望远镜，在较低的倍率下观测，是最佳的选择。在寻星镜里，我们基本不要指望能看到M33的亮斑，而只能依赖周围的恒星来确定M33的位置。图8是M33周边详细星图，极限星等为9.5等，我们可以从两个方向出发来寻找M33。最近的方法是从三角座$\upalpha$出发向西偏北一点儿寻找。如果你觉得确认三角座$\upalpha$有困难,那也可以从更明亮的仙女座$\upbeta$出发来寻找，不过就要经过更远的路程。图8用蓝色箭头标出了我认为比较好的寻找路径。M33在一般的寻星镜里可能看不见，所以找到M33的核心区后，我们必须通过附近的比较有特征的几颗暗恒星定位,才能最终确认M33的位置。 在主镜里，我们一开始可能也很难辨认出M33在哪里，因为它过于弥散而黯淡。我们可能需要稍微端详一段时间，或者用手轻轻地敲击望远镜镜筒令其抖动，或者来回稍微动动微调旋钮纽，让视场里的星空动起来，才能察觉到黑暗的星空背景中有一团模糊而黯淡的东西。当然，当你发现了它的位置后，再看它就更容易了。不过，即使是在口径较大的望远镜里，目视M33也不太容易看到更多的细节。图9给出了在主镜中看到M33的大概样子。必须再次强调，人眼在望远镜中直接看到天体的样子很难用图片模拟,所以本系列文章中的图片只是示意图，取决于观测条件、设备、视力等因素，和你实际观测效果可能会有明显的差别。 不过，目视效果不好的M33,却是一个很好的天体摄影对象。因为其面积大,拍出来非常好看。没有明亮的星系核,星系的各个部分曝光都比较均匀，更便于后期处理。而且作为星系而言，它的表面亮度毕竟还是算高的，所以曝光较短的时间就能轻易拍到。图10是笔者拍摄的M33,星系的旋涡状结构非常清晰明显。这是一个典型的旋涡星系。 M33也与星系天文学的建立这段历史联系在一起。当年哈勃在M31中观测到造父变星并测定距离以后，并没有急于写论文，而只是将这一发现以信件的形式寄给了美国天文学会,后来通过M33中的造父变星测定了M33的距离以后,才发表了正式论文（关于这段历史，我在本刊今年1月号《深空天体观测入门攻略(一)》中有详细叙述)。 图10笔者拍摄的M33 现在我们知道，我们的银河系、仙女座大星系M31、M33,以及周边的几十个小星系,都因为互相之间的引力作用,而形成了一个比星系更大的集团,叫做星系群,或者星系团。我们银河系所在的星系群叫本星系群(就是“本地的星系群"的意思)。本星系群的尺度大约为500万光年，目前已知包含41个成员。其中质量最大的是仙女座大星系 M31,其次是我们银河系。这两个星系都是巨型旋涡星系。M31 距离我们有220万光年，直径25万光年，是银河系的两倍多。而M33是本星系群中的第三个旋涡星系，体积比M31和银河系都要小，不过在宇宙中也算得上是大型的旋涡星系了。除了这三个旋涡星系之外,本星系群中的其他成员主要是一些矮椭圆星系和几个 不规则的星系。在本星系群中三个旋涡星系占据了主导地位，总质量在整个星系群的$9 5 \%$以上。在M31和银河系周围，都有若干个质量较小的伴星系,形成单独的子团。M31 的伴星系有 M32、M110 等。M33 离M31 也很近，不过似乎并不完全能够被M31 的引力所控制。银河系的伴星系则主要是大小麦哲伦星系（也称大小麦哲伦星云,分别简称大麦云、小麦云）。这是两个不规则星系,在南半球的天空中可以看到。在M31和银河系这两个大的子团之外，本星系群的其他地方主要是些不规则的矮星系,分布比较散乱（图11)。所以,这一期文章介绍的这两个星系，都是我们银河系在宇宙中最近的邻居。$J _ { s } |$ (责任编辑张恩红) 图9主镜中看到M33的大概样子 图11本星系群示意图
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amateur_astronomer_6e37c_1846
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{
"title": "探宝梅西叶（3)"
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口逐旭
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"title": "银河的近邻 一仙女座星系（M31）及其卫星星系（M32,M110）"
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amateur_astronomer_6e37c_1848
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"title": "爱好者观测："
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在没有光害、天气情况足够好的情况下，M31肉眼隐约可见。在条件略差的情况下，用一架小望远镜也很容易找到。但一般目视观测到的只是M31的中央核球区域，周围部分利用照相机比较容易拍得清楚。M31的两个伴星系M32与M110用中小口径的望远镜也能找到，但直接目视观测对新手来说比较困难，相比较而言照相观测就要容易得多。 M31，通常称之为仙女座星系，以前也被称作仙女座大星云，是北半球中纬度地区可见的最亮河外星系。在3月下旬的梅西叶天体马拉松中，它在天黑后出现在西方，很快就会落下，因此需要优先观测。
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amateur_astronomer_6e37c_1849
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"title": "历史："
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跟其他明亮的梅西叶天体一样,M31也是在很早就引起了人们的注意。目前有记载的最早观测记录来自波斯天文学家阿尔苏飞(Al-Sufi),他在《恒星之书》中将其描述为“小云朵”。梅西叶在1764年将其编入星表，把发现者归功于德国天文学家西门·马里乌斯(SimonMarius)。 最早，人们认为仙女座星系是离地球最近的天体之一，这一认识延续了相当长一段时间，比如著名天文学家威廉·赫歇耳就相信它的距离“不会超过天狼星距离的2000倍"（约17000光年）。也因此，在1885年出现在该星系的一颗超新星亮度被低估，只被认为是一颗新星。而当IsaacRoberts于1887年拍摄仙女座星系的第一张照片时，虽然见到了它的螺旋状结构，但仍把它当作银河系内的星云，认 为这是正在形成的行星系统。 随着天文观测技术的发展，人们发现仙女座星系有许多不同于一般星云的性质。早在1864年，威廉·哈金斯观测仙女座星系的光谱时，注意到仙女座星系的光谱与恒星光谱类似，属于在连续光谱上叠加了吸收线的类型，而与一般气体星云的发射光谱不同，因此他推论仙女座星系有类似恒星的性质。1912年，Lowell 天文台的 VestoMelvinSlipher 测得仙女座星系相对太阳系的运动速度为300km/S,是当时他们测出的最大的天体速度。1917年，希伯·柯蒂斯观测仙女座星系内的新星，注意到它们的绝对星等要比银河系内新星低10等左右，由此他计算得出仙女座星系的距离大约为500000光年，也因此他支持仙女座星系是“宇宙岛”的看法，认为它是银河系之外的星系。这一系列科学发现最终导致了1920年著名的沙普利－柯蒂斯之争，也即“世纪大辩论”。最后，在1925年，哈勃观测到仙女座星系中的造父变星，精确测定了它的距离，争论便平息了。仙女座星系最终被确认为一个距离我们大约260万光年的河外星系。这一成果极大地拓宽了人类对宇宙的认识。
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"title": "现代观测："
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现在认为，M31是一个比银河系大得多的河外星系，应该是本星系群中最大的星系，其总质量为银河系的两倍，大约为1.2万亿个太阳质量。最初估计直径大约在70000到120000光年之间，但2005年，天文学家使用凯克望远镜观测到星系外延的恒星，这意味着仙女座星系的尺度要比之前估计的大三倍左右，大约为220000光年。但观测表明，仙女座星系中的恒星形成率没有银河系高，而新星出现的数量也不及银河系，因此仙女座星系可能已经度过了其恒星形成的高峰期。 作为离银河系最近的旋涡星系，仙女座星系自然成为众多天文学家关注的目标,因为它提供了一个从外部研究旋涡星系特征的绝佳机会，虽然这些特征在银河系中也能找到，但 历史上首张仙女座星系的照片IssacRobert摄于1887年 斯必泽红外望远镜拍摄的M31，可见复杂的旋臂结构。仙女座星系的旋臂缠绕要比银河系紧密得多 哈勃太空望远镜拍摄的仙女座星系核心，可见两个核 钱德拉X射线望远镜拍摄的仙女座星系核心部分，图中黄点为X射线源，蓝点为核心的大质量黑洞 因为银河系中尘埃云的阻隔,难以获得较好的观测资料。因此对 M31 的观测研究显得尤为重要，一直持续至今，几乎涵盖了天文学的各个领域。 仙女座星系中心有一个致密星团。1991年，哈勃望远镜拍摄了仙女座星系的核心部分,发现其有两个相距1.5秒差距的核心。随后的地面观测也证实了这一点，天文学家认为其中一个是被M31 吞噬的小星系的核心。 仙女座星系中发现了大约460个球状星团,其中最大的被称为G1,其光度是著名的半人马座の星团的两倍，是本星系群中最亮的球状星团之一。使用较好的业余设备就能拍摄到它。因为观测到其成员星中存在不同的星族，而其尺度也大于一般的球状星团,所以有人认为它其实是仙女座星系早期吞噬掉的星系的残骸。
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"title": "伴星系M32与M110:"
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观测表明，仙女座星系大约有14个卫星星系。其中最大最亮的两个就是M32 以及 M110。 M32 与 M110 和其主星系 M31 一样,也是朝着银河系方向运动。 M32 是最早被发现的椭圆星系,早在 1749 年,La Gentil 就发现了它。梅西叶看到这个天体是在 1757 年,并在 1764 年将它加入星表。M32 是一个矮椭圆星系,其质量大约为 30 亿个太阳质量,星系中已经没有新的恒星形成,看不到年轻恒星,绝大多数都是老年恒星，也没有发现这个星系存在球状星团。研究表明它可能曾经是一个大的椭圆星系,在与仙女座星系的碰撞中丢失了其外围恒星以及球状星团，最终只剩下其核心及其周围部分。 M110据信于1773 年由梅西叶发现,但奇怪的是，它并没有被梅西叶列入它的星表,而是由后人补录进去的。虽然同为M31的卫星星系,M110在一些地方与M32不同。首先，与M32的致密、高表面亮度相比,M110显得更弥散，表面亮度低；其次,M110中心没有M32那样的大质量黑洞的迹象；此外，M110中观测到一些不寻常的暗结构，可能是尘埃云,这与一般的椭圆星系不同。因而现在很多时候将M110划为一个矮椭球星系而非椭圆星系。并且,观测还发现M110有8个球状星团。 仙女座星系是少数蓝移的星系之一,考虑银河系的速度，可以发现仙女座星系以$1 0 0 \! \sim \! 1 4 0 \mathrm { k m / s }$的速度接近银河系。若发生碰撞，将是大约30亿年以后的事情了。星系碰撞在宇宙中非常常见，如果我们的银河系与仙女座星系碰撞，一个可能的结果是形成一个巨大的椭圆星系。太阳系在这次碰撞中的命运我们现在还不清楚,如果两个星系最终没有融合，太阳系有极小的可能会被甩出银河系，乃至加入到仙女座星系中。A 本文主要参考：维基百科(英文),SEDS梅西叶数据库。 (责任编辑陈冬妮）
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{
"title": "流星雨标准观测（目视）指南（上）"
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口李云鹏 流星雨标准观测（以下简称“标准观测”），是按照国际流星组织(IMO)规定的方法对流星、流星雨（群）进行观测，得到可以用于进行科学分析的数据的观测方法。本文将按照标准观测的要求，结合作者的实际观测经验，整理出流星雨观测的科学方法，和大家共享。 图1:stellerium星空软件演示图
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{
"title": "观测前的准备一一从认星开始"
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进行流星雨标准观测，要有一定的天文基础，首先要学会认星座。观测前要花一段时间对着星图练习认星座，可以用纸质星图或电子星图练习。我建议使用电子星图，比较直观，而且操作简便。我推荐一个很好用的电子星图软件——stellerium，大家可以在网上搜到。当然，能去看看真实的星空最好，二者区别还是挺大的。 在去观测流星雨前，要确定好观测地点、时间、要带的物品、流星雨辐射点、定标天区、晨光昏光时间、天气情况等，这些我们将逐一介绍。 1、观测地点：选择的观测地点一定要能保证你的安全，例如不要选择在较高、活动范围较小的地方进行观测，即使那里有着非常好的观测条件。从观测角度考虑，应尽量选择视野开阔、遮挡较少、黑暗无光或少光的地方（例如操场等地方）。另外，选定的观测地点不宜离马路太近，因为马路会过车，可能会影响观测甚至伤害眼睛，同时观测地最好离宿处近些，这样补给会比较方便。选定了观测地点后,别忘了测量经纬度（或者记住大概位置，观测结束后用google earth查询）,后面填写观测报表时要用到。 2、观测时间：一般而言,为了便于判断辐射点以及看到更多的流星，应在辐射点升起一定高度后进行,对于初学者而言，建议先观测一些辐射流量较大的流星雨，这样不仅观测时更有乐趣，而且提供了更多练习记录数据的机会，特别是流星星等的判断。对于同样的天顶流量来说,辐射点越低,每小时能看到的流星就越少,辐射点高度为20 度时,能见到的流星数目已经下降到辐射点位于头顶时(这是一种理想化的假设,流星观测中常见的术语一—ZHR，最好天空条件下辐射点在天顶时的每小时流量,即据此定义)的流星数的 1/3了,所以我们建议在辐射点高于$2 0 ^ { \circ }$时开始进行观测。 此外,如果观测时有薄雾、云或者光影响(如月光,晨昏香光，
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amateur_astronomer
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amateur_astronomer_6e37c_1854
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{
"title": "超链接：流星雨的辐射点"
}
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流星雨是由于彗星或小行星等小天体受到太阳辐射的作用,脱落下来许多碎屑、碎片,形成一个沿其轨道分布的碎片带,当地球穿过这些流星体轨道与其接触的时候,由于地球对它们的引力作用,这些尘埃、冰屑、小石块等闯入大气层后,与大气层中的气体分子碰撞,巨大的能量使得其进入大气层一面形成了一层极薄的等离子层,从而发光产生的一种天文现象。 同一个流星群的流星体轨道是相同的(因为他们属于同一颗母彗星、小行星）,所以它们的速度大小和方向都几乎相同。因此,同一群的流星体基本是平行进入地球的,而由于人眼的透视效应,我们会误以为所有的流星都是从一个点辐射出来的（就像两条平行的火车道,看起来就像在无限远的地方汇聚成了一点一样）,这个点就是流星雨的“辐射点”,该流星雨就以它的辐射点所在的星座命名,例如狮子座流星雨的辐射点在狮子座,双子座流星雨的辐射点在双子座。 群内流星的天顶流量(ZHR)大小只与引起该次流星雨的流星体群空间分布有关系,穿过流星体密集的地方时 ZHR 大,稀疏的地方 ZHR 小。通常所说的“流星黎明多于傍晚”是在说偶发流星,这是因为偶发流星的流星体可以认为是均匀分布在宇宙空间中的,它们的速度失量是随机的,考虑到地球的公转与自转后(速度主要受公转影响,因为地球公转的速度远大于地球自转的速度），会发现傍晚时这些流星体是追着地球进入大气层的，对于那些速度比较小的流星体,就无法进入地球了，而凌晨这些流星体是迎着地球进入大气层的，因此那些速度较小的流星体也可以进入地球大气层,形成流星。 值得注意的是，并不是所有的流星雨母体都是彗星,例如双子座流星雨的母体就是 3200 号小行星法厄同(phaethon)。 （上图）彗星和小行星在绕日公转过程中会在地球轨道到附近留下碎屑，当地球穿过这些流星体轨道与其接触的时候，就会产生流星雨。（中图）流星雨的辐射点。将流星的轨迹反向延长后，群内流星轨迹的反向延长线会交于辐射点，偶发流星则不会。（下图)凌晨的偶发流星要比傍晚多,因为在忽略相对较慢的自转速度，而只考虑公转速度是，凌晨流星体是迎面撞向地球，而伤晚，流星体则需追赶地球。 人工照明等)时，这个数值还会下降，因为会有很大部分的暗流星不能被察觉。尽管薄雾和云的影响是不可预测的，但是月光和晨昏光是可以提前知道的，我们观测时应注意：（1)太阳一定要在地平线$1 2 0$以下，这样晨昏光就不会对观测造成影响；（2)月光强度与月相的关系很密切，最适合观测的月相是新月前后5天。满月对于观测的影响是非常严重的！只有对于流量很大的流星雨，可以不考虑。 在观测开始前，要提前查好昏光终和晨光始的时间、月升月没的时间、辐射点升起的时间，依照这些数据来规划你的观测。 3、携带物品：进行流星雨标准观测需要携带的物品很简单，只需要眼睛、记录工具和与标准时间校对过的表即可，记录工具 可以选择纸和笔、有录音功能的电子设备等。建议使用录音设备，因为用笔记录时需要照明，这样会影响观测时的极限星等，另外纪录时可能要低头看纸，而不能进行观测，会减少有效观测时间。如果没有条件使用录音设备，请务必在眼睛不离开天空的情况下进行记录！ 使用录音设备记录时，可以在开始观测的同时开始录音，记录下观测开始时间，随后不暂停录音，这样可以省去每出现一颗流星就看一下表的麻烦，也可以免去很多误操作的隐患，而流星出现的时间可以根据观测开始时间计算出来。注意，记录时间的手表等设备必须与标准时间校准，观测时记录的时间可以是世界时也可以是地方时，但以后上报观测报表时，一定要使用世界时。中国使用的时间是东八时区地方时，即在世界时的基础上加八小时。 除了以上三件必需品外，还可以带上星图、望远镜等观测器材以及手电。星图可以帮助你辨认星座，你还可以在星图上标记出IMO规定的定标天区，以便测量极限星等。手电应尽量使用光线较弱的，最好用红光手电，可以保护我们的眼晴不被强光伤害。当然，还有食物也是必不可少的。如果想进行较长时间的观测，建议躺着，这样可以避免脖子受伤，这就需要携带折叠式躺椅、折叠床、防潮垫等。晚上天气很凉，夏天观测也要穿长裤长袖，最好带上个睡袋或者毯子（即使是夏天也要盖在身上）。另外，晚上的湿气很重，要保护贵重的观测设备不被露水损害。 4、在进行流星雨标准观测前，一定要知道你所观测的这个流星群在观测当天的辐射点的位置，用于判断流星是群内流星还是偶发流星。有的时候会有多个流星群同时处在活跃期，记录时除了你明确要观测的流星群外，即使是其他群的群内流星也可以算是偶发。例如,英仙座流星雨极大时，天鹅座K 流星雨也恰好在活跃期内，而当你只对英仙座流星雨进行标准观测并记录数据时，如果出现一个明显的天鹅座K群内流星，应该把它记录为偶发流星（偶发流星，缩写为SPO)。 对于同一个流星群引发的流星雨，它的辐射点并不是固定不变的，而是在一个较小的范围内移动，并不是每天的辐射点都在同一个位置，这是地球在绕日公转所引起的现象，所以在观测前一定要查好观测当日的辐射点位置（网上或者天文年历里都是有的天文年历可以在天文馆买到）。不过一般大家所熟悉的辐射点位置是极大时的位置，对多数流星雨来说极大前后1～2天辐射点的移动并不很大。 5、定标天区及极限星等的判定：所谓定标天区，是IMO规定的、用来测量当地当时的极限星等用的标准天区。所谓极限星等是指你在你当时所处的环境下所能够看到的最暗星的星等。测量极限星等的方法很简单，首先要找到定标天区，IMO在全天一共规定了30个定标天区，总会有$2 \{ \sim } 4$个定标天区处于很好的观测位置（即完全升上地平线，且地平高度较高），每次测量极限星等应至少选定两个天区，三个更好，可减小随机误差。但要注意所选天区的地平高度尽量高于$4 0 ^ { \circ }$，高度太低的天区会受到地面附近大气的影响。然后数出你能看到的这个天区里的星星有多少颗（顶点的那三颗也要算上）,记录下这个数字，对照IMO提供的表格（这个表格可以去IMo的官网找www.imo.net/visu-al/major/observation/lm）找到对应的极限星等即可，当然这个工 图注：位于天鹅座(Cyg)的第14号定标天区。 作也可以观测完了整理数据制作报表的时候进行。 极限星等最好每隔$3 0 \sim 4 5$分钟重新测量一次，因为在这一段时间中，天气、大气状况很可能产生变化，即使看起来变化不大也要这样做，可以减少随机误差。如果你没有及时测量极限星等，而实际的极限星等确实有了明显变化，你的观测数据会误差很大。假如你不是一个人在进行流星雨标准观测，而身边的同伴恰好测出了与你不同的极限星等，这时不要怀疑你的结果，如实记录即可。因为人眼视力各不相同，不同的人测量出不同的极限星等是非常正常的。 6、查看天气：去观测之前一定要查好观测地观测当日晚上的天气情况，天气非常好的话就可以放心的去了；如果是一个比较中庸的天气，比如晴转多云，那么可以选择赌一下也可以选择放弃这个观测地点。当然天气预报的可信度并不是$1 0 0 \%$，我们也可以参考气象图自己预测天气情况。这里提供几个比较实用的天气网站：天气在线：www.t7online.com，晴天钟：7timer.y234. cn，中国气象局：www.cma.gov.cn。 7、储备体能：夜晚气温较低，消耗较大，为了使晚上不至于太冷，观测前的晚饭一定要多吃些，这个时候就不要考虑什么减肥的事情了。晚上可以选择喝杯咖啡或者其他能让你保持清醒的东西。适当保持凉爽会让你保持清醒，捂得太暖和会很容易困。另外需要注意的是，在观测前一定要确认你所携带的所有设备是否可以正常使用！对于电器设备，请保证电量充满并最好携带一块备用电池以防意外。当然你还需要做到在完全黑暗的环境下熟练操作你所携带的这些设备。 做好以上这些准备工作、了解这些理论基础，就可以正式开始进行流星雨标准观测了，我们将在下期详述。A （责任编辑李鉴） 图注：笔者经过一夜观测后，带出去的水冻成了冰。 这一期的“流星漫谈“涉及到比较少的流星观测内容。笔者将介绍简单介绍国际流星组织,以及 ADS 网络论文库的功能和使用。 我们先来谈一谈流星界的“权威”机构——国际流星组织，英文简称为$I M O _ { \circ }$尽管 IMO 经常被各位作者提到,但读者对其的了解却大多只限于在它的官方网站http://www.imo.net上对“标准目视观测”的数据上报和流星雨流量的查看。其实IMO的内涵远不止此。说到“权威”，其实流星的研究和观测更多是爱好者的领地。多数观测者并非天文出身,甚至连一些理论分析者也是从曾经的“职业”爱好者转变成为了“天文学家”。相对于目前热门和正统的天体物理学的研究，“流星天文学是很少的由爱好者可以做出真正贡献的领域”。所以说这个“权威"对爱好者来说亲切得很。 IMO成立于1988年，它的历史并不悠久。在此之前的十几年里,欧洲大陆出现了越来越多的流星目视观测爱好者，他们在 70 年代末开始联合,到 1979 年,第一届称作“国际流星周末"的会议在德国波恩举办。之后,这种聚会每两年在德国、比利时或荷兰举办，越来越多国家的爱好者加入其中；在1986和1988年甚至还有了专业人士的参加。与此同时，欧洲以外的流星观测者的国际间联系也愈见频繁，但仍然是以私人的形式进行。在这种情形下，原先由爱好者在荷兰出版的流星通报刊物“Werkgroepnieuws"（直译为“组报”）由荷兰文改版为英文，向全世界的爱好者征稿,从而成为了一本真正的国际流星期 刊。这就是现在的“WGN”。在1988年的国际会议上，以WGN为会刊的国际组织IMO,正式成立。自此，流星爱好者和近100年前的变星观测者一样,可以将严谨的观测数据提交到逐渐庞大的数据库，这些目视数据也因为整合和集中而在研究领域发挥出越来越大的价值。作为变星观测者的“权威”组织，美国变星观测者协会（AAVSO,参见本刊前几期程思淼的文章)在100年内带来了最广泛和全面的变星测光数据，至今仍是研究者重要的基础;IMO 成立不到30年，其数据库已成为每次流星预报的前提。尤其是随着照相技术的发展,照相和摄像观测的普及和更多目视观测者的加入，笔者相信流星领域一定会出现很多新进展。 目前 IMO 中负责目视观测的是德国的RainerArlt先生，此人十分热心，非常愿意与爱好者交流经验，曾给笔者很多帮助和指导。他本人也经常进行流星目视和摄影观测,是一个活跃的爱好者。流星观测中对器材要求最少的就是目视观测了，因此有兴趣的同好可以与Rainer建立良好的联系，这样可以对国外同好的经验、观测方式、天文现状以及一些观测计划和新的流星雨预报等有即时的了解。通过IMO的平台，我们还可以认识许多爱好者。爱好者之间的私人友谊本身是很珍贵的精神财富，笔者甚至还通过Majden先生认识了一位中国爱好者。笔者在WGN发 过一篇流星光谱的文章后，就收到不少国外同好的关注，向他们介绍我的观测之余，我也访问了他们内容丰富的主页，才了解到他们的全天火流星观测计划、小天文台，还有仍在使用大画幅胶片拍摄流星光谱的爱好者；最令笔者印象深刻的是美国宇航局的科普部门曾出售过廉价的全息光栅（通过在胶片成像干涉条纹制得），用它拍摄的光谱亮度远比一般光栅高。加拿大的EdwardMajden先生对这种光栅能否满足流星光谱的分辨率要求进行了实际测试，读者可以在下文介绍的 ADS 论文库中查到这篇论文。Majden也曾是学生爱好者，1972年他建立了自己的流星光谱项目和小天文台，后来在加拿大天文学会作为电子装备的技术人员工作。这不禁让笔者感叹国外科普产品质量与国内的差距，以及国内高水平爱好者的数量之少。国内现在主要是学生爱好者，这与我国国情有关。但真心希望我们这些学生在数十年后，在各自的领域都有所作为之后，在具备了相当的理论水平和社会经验之后，还能做着天文圈里这些神奇的事情。除目视组以外,IMO还有摄像、照相、无线电和望远镜观测组(telescopic)。在IMO主页左下的 Search 里面输入 IMO Commis-sions,就可以搜索到它们的介绍。下文中介绍的网站内容，用这个搜索功能会很方便。 下面来具体介绍一下IMO网站上我 们能找到什么。主页左栏Organization介绍了IMO组织以及出版物、有关会员和年会的情况。目前IM0在全球有250名会员。每年交26欧元就能成为会员，并获得纸质和电子版的期刊WGN，以及参加年会和投票的权利。上文已经介绍过WGN 的前身，因此这本期刊是面向全世界爱好者征稿的。另外读者如果有漂亮的有关流星的照片，也可以联系IMO 将其作为WGN的封面或封底出版。WGN是双月刊，其中有很多有研究价值的观测数据,观测指导以及天文普及或教育的论述，当然不少专业的数据分析和流星雨预报文章也刊登于此。事实上在每期的WGN中，由IMO组织的欧洲多站联测的摄像数据和分析仍占了很大篇幅。随着照相观测的普及，期待有一天流星观测也能像当今的变星观测，或者深空关体摄影一样活跃,尤其是有更多的中国爱好者的文章登上WGN。 在左下角的搜索栏上面同时可以找到一本“Handbook"的链接，但这是更新一个版本的手册，涉及了摄像观测等内容，可惜的是它还不是免费出版物，因此需要去在线商店购买。IMO与AAVSO相比很多文章都需要付费，因为IMO目前获得的支持和捐助还很少，基本只能靠会员的会费维持。在"Publications"中还能找到类似的出版物，包括前几年的WGN打包出售。但是5年以前的WGN所有文章都是免费的。 “MeteorScience”的每个链接对应不同的主题，并且每个主题下还有许多很多分题。分别简要但是全面地介绍了不同的观测方式。希望了解摄像、无线电和望远镜观测（telescopic）的读者可以点开看看。这里简单解释一下，我们常说流星是决不需要望远镜来看的，因为望远镜的视野很小。但是如果我们注意到望远镜同时 也提高了流星的亮度，就无法轻易下结论了。另外,高倍下看到的流星常常是不完整的。事实上只要将望远镜指向辐射点，就同时解决了流星数目和流星长度两个问题，望远镜观测的结果也可以用来确定精确的辐射点位置。因此望远镜观测和当年的画图观测（plotting)一样，是需要记录流星径迹的。随着照相观测灵敏度的提高，画图和望远镜观测的优势在逐渐降低；但在照相爱好者没有压倒性地提供更多有价值的数据前，两种观测会为研究提供宝贵的数据，也有相当数量的论文产生于那些观测结果。下文中的提到的“Ca1-endar"中还特意重申了目视画图观测的方法。望远镜画图比目视画图所拥有的高精确度，以及用望远镜观测辐射点时并不像直观感受那样少的流星数目，都可以为照相观测所借鉴。 “Software”一栏提供了几个Dos界面的软件，除流星数据分析外还有一些很有趣的功能。 每年的年初，“MeteorScience"一栏还会新出现一个如“2011Calendar”的链接，对新一年的流星雨做详细的介绍和预报。包括辐射点的漂移路径，估计流量和极大时间等等。在大流星雨出现前,IMO的主页还会出现专门的介绍和观测建议，比如2009年的狮子座流星雨和今年的天龙座流星雨，有兴趣的读者可以时常留意其网站上的更新。上期的“流星漫谈"介绍过一点有关流星雨预报的内容，需要建立模型,数值模拟，与先前观测相校准等等。然而我们熟知的北天三大流星雨：象限仪（QUA）,英仙（PER）和双子座流星雨（GEM），以及如天琴(LYR）、宝瓶m（ETA)和猎户座流星雨(ORI)这些平常流量较稳定,没有典型爆发情况的流星雨极大时间的预报，其 InternationalMeteorOrganization Home Organization Meteor Scienc Links Contact 图1:IMO网站介绍目视观测的页面。左面红框内就是点开Visual后出现的子标题。 实仅仅是将前几年极大的太阳黄经换算成今年的日期就算完成。另外由于流量稳定，流星体在轨道上散布得很均匀，也很宽阔。这样,对于欣赏流星雨的人们，非常准确的极大预报也并不必要。有兴趣的读者可以在IMO主页或主页下方翻页链接中找到每次的预报和真实极大时间，计算一下太阳黄经，看看预报值是否每年相似，而实际值是否接近这种形式的近似？ 何谓太阳黄经(一般写做$\uplambda _ { \odot }$ )呢？直观的对应是太阳的方向，实际也就确定了地球在太阳系中的位置。当地球和流星雨母彗星的轨道稳定时，地球每年就会在同一太阳黄经与彗星轨道靠的很近，因而也就在同一太阳黄经遭遇到彗星轨道上运动的流星群。这是最简单的预报方式，实际上仅相当于换算了现行公历和太阳黄经这套纯阳历；它在上述的流星雨预报中确实起到了准确和实用的效果。但是对上期介绍过的的天龙座流星雨（DRA)和狮子座流星雨(LEO)这种峰值极窄，或轨道极易变动，或极大对应特定的某次喷发团块的流星雨，就需要具体地计算团块的轨道和对应时间了。 IMO在主页的“Data”一栏公布了目视、摄像、双站联测和无线电观测的数据，均可以免费下载。目视数据包含了从1982年起近30年内的300万颗流星，以txt或excel文件的形式分年份列出，并分为流量（Rates）和亮度（Magnitudes）两个数据库。打开文件后可以看到观测者、观测地、观测时段等等，其中的“Sollong"就是太阳黄经。目视数据页面还提供了一个小流星群的列表。页面给出的流星体轨道数据由我们的近邻一一日本爱好者提供。他们从1992年起进行照相或摄像的双站联测。 IMO我们就介绍到这里。下面说说ADS论文库。“ADS"是天文物理数据系统的简称，由史密森天体物理中心(SAO)和美国宇航局（NASA)建立的数字论文系统，主页是http://adswww.harvard.edu/，它录入了几乎所有有关天文的文献，并有相当数量的论文提供了免费的PDF电子版文件。我们知道，论文除了有研究性质的以外，一位学术领袖对他的领域做出的杰出的总结式诠释，一个富有创见的研究者在已知工作基础上对未来提出展望，这些都可以以论文的形式出现。国内将引入的流星领域教科书，除了IMO出版的手册以外，几 IMO 乎很难见到。作为希望更全面和深入了解流星领域的爱好者，就可以阅读这些总结性的文献，或者直接从研究者的论文中学到东西。流星观测的论文一般没有很高的数学技巧或物理知识，因而非常适合爱好者阅读。 笔者这里想举一个例子。我们都知道流星雨有r值，就是衡量亮流星还是暗流星占主导的因子,r越小说明亮流星越多。r的严格概念是极限星等每下降一等,流星数量是原来的倍数。这时一个最简单的问题就出现了：6等以上的流星数除以5等以上的，会和3等到2等一样吗?这显然和流星本身的亮度分布有关系。打碎一个花瓶,碎片的大小与数目的关系与此类似：一定是某个大小的最多,过大或过小的都很少。也就是说,r随极限星等变化,并且如果星等无限提高，r会趋近于1，否则会导出有无限多颗流星雨的结论。那么经典的流星雨r值是如何出现的呢？笔者正是阅读了1958年G.Hawkins和E.Upton 的一篇论文,才了解了其中的道理和方法。在上世纪$4 0 \! \sim \! 5 0$年代，人们发现了目视流星的亮度分布规律。如图2,将流星数取对数后作为纵轴，极限星等作为横轴，数据很好的构成了直线。这就是我们现在熟知的$\Gamma$值规律。然而这跟上面的质疑并不矛盾，它可以解释为在目视这一很小的亮度范围内，r值几乎不变。然而,对于偶发流星,r值是多少呢？两位研究者用施密特照相仪进行了数百个夜晚的拍照，并获得了2400多颗，并从中随机选出了300颗偶发流星，通过与恒星的对比计算出流星的目视亮度。恒星曝光了很长时间,流星的等效曝光时间很短，因此还要考虑流星的速度。正是由于每颗流星都需要测量底片亮度并换算，才必须从数千个样本中抽取部分研究。之后画出星等和对应星等以上的流星数的图,得到的r值约为$3 . 4 _ { \circ }$ ADS 的文章搜索也很直观。只要在主页（图3）中间的搜索框中直接输入想要查找的论文涉及的关键性词汇,或者作者,就可以了。在图 4的示范中,笔者输入“meteor（流星）,spectra（光谱）和Borovicka"三个关键词。Borovicka 是活跃的捷克流星专家，分析过很多流星光谱并且发现了流星体进入大气的一些机制，比如英仙座火流星有两种温度不同的两个部分（5000K和10000K)。更多流星的话题,我们将在下期继续介绍。A 图 2：目视观测和摄影观测的到的亮度分布（引自 Hawkins,1956b 和 Hawkins and Upton, 1985)。摄影观测的横轴为与流星与摄影流星极限相差的星等数。据估计接近极限时的数目增加缓慢是因为那些流星在底片上会变得模糊而没有被认出。注意这是积累流星数，即亮过某星等的流星总数做纵轴。 图3:ADS主页 图4：搜索结果的显示。图中圈出的绿色“F”意味有免费PDF电子版，绿色“G”说明有免费GIF电子版。
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