20 世纪天体物理学成就两大基本理论： 恒星演化和宇宙大爆炸模型全电磁波段天文学，中微子天文学 从可见光拓展到全电磁波段 ,γ 射线暴20 世纪 60 年代四大发现： 脉冲星，类星体，微波背景辐射， 星际分子。

Radio Pulsars

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• 类星体是 20 世纪 60 年代天文学的“四大发现”之一。这种天体在一般光学观测中只是一个光点，类似恒星。然而在分光观测中，它的谱线具有很大的红移，又不像恒星，因此称它为类星体 (quasar) （ quasi stellar object ）。

• 1993 年底，已确认 7 ， 383 个类星体。• 2002 年的星表列出 23 ， 760 颗类星体。

• The quasar known as PKS 1127-145 lies ten billion light-years from our fair planet. A Hubble Space Telescope view in the left panel shows this quasar along with other galaxies as they appear in optical light. right panel is a Chandra Observatory x-ray picture, exactly corresponding to the Hubble field. While the more ordinary galaxies are not seen in the Chandra image

微波背景辐射谱

probably consists of water-ice.

•星际分子： 1963 年，美国科学家发现星际羟基分子（ OH ），此后，陆续发现大量星际有机分子。到 90 年代末，已发现了 120 多种，而且许多都是很复杂的有机分子，

少数分子是地球上很难 找到的或者根本找不到的。 星际分子的发现有助于 人类对星云特性的深入 了解，可以帮助揭开生命 起源的奥秘。星际分子 C2S 是在金牛座黑暗星云

新千年的天文学和天体物理学：在了解我们在宇宙中所处的位置的历史过程中，新千年将是一个转折点。过去十年天文学做出了前所未有的成就：发现了围绕着其他恒星的行星，约有 100 多个；根据日震观测得到了太阳的内部结构；观测了彗星对木星的撞击；发现了“褐矮星”—内部无核反应的冷星；发现了引力透镜效应；发现了 r 射线起源于遥远的宇宙空间；发现了星系核中大质量黑洞；各种迹象显示：宇宙是“平坦”的并且膨胀由于存在“暗能量”而加速。

http://www.astronet.ru/db/msg/1166649/%20/grbmap_batse.gif

Raymond Davis

诺贝尔物理学奖 : 近 30多年有 11 项 14 人因从事与天体物理学有关的研究获得诺贝尔物理学奖 :

2002:neutrino astrophysics and X-ray astronomy

Raymond Davis (University of Pennsylvania and Brookhaven Natl. Lab), Masatoshi Koshiba (University of Tokyo)

Riccardo Giacconi (Associated Universities Inc.)

Masatoshi Koshiba Riccardo Giacconi

HST Chandra ATCA

• 宇宙学 cosmology

• 天文学的一个分支。它是研究宇宙的大尺度结构、起源和演化的学科。

• 现代宇宙学所研究的课题，就是现今观测直接或间接所及的整个天区的大尺度特征，即大尺度时空的性质、物质运动的形态和规律，以及它们的起源和演化。

• 　　现代宇宙学包括密切联系的两个方面，即观测宇宙学和物理宇宙学。前者侧重于发现大尺度的观测特征，后者侧重于研究宇宙的运动学、动力学和物理学以及建立宇宙模型。

• 我们对于宇宙还有大量无知或不解之处。但是我们过去尤其是一百年内所取得的进 步，足以使人相信，我们能够完全理解宇宙。我们不会永远在黑暗中摸索。我们会在宇 宙的完整理论上取得突破。在那种情形下，我们就真正成为宇宙的主宰。

• 霍金前言

宇宙学所问的，都是简单的问题：

• 宇宙中有多少物质？ （ Ω ＝？）• 宇宙的现状如何？ （静态？膨胀？）• 各种物质占多少？（物态，加速？减速？）• 如何形成的？ （细节，扰动）• 由什么物理理论来描述？（基本理论）

原初核合成的元素丰度• 恒星内部核合成产生极少

量的氘，因此观测到的宇宙中的氘主要来自原初核合成

• 宇宙密度越高，粒子与氘的反应越多，氘丰度越低

• 目前对理论与观测的氘与氢的丰度比为 10-5-10-4，要求重子物质的密度为临界密度的 1%-1.6%

• 考虑暗物质， Ω0 ≈ 0.3 - 0.4

→暗物质不可能主要由重子物质构成

Friedmann 方程 (à/a)2 + k/a 2 = 8πG ρ/3 , ä /a = - 4πG (ρ+3p) /3

k= - 1, Ω<1 ( 开放 , 宇宙永远膨胀 );

k= 0 , Ω=1 ( 平直 , 宇宙永远膨胀 );

k= 1 , Ω>1 ( 闭合 , 最终要收缩 )

见图如下：

Hubble’s Law

Gamow 热大爆炸理论 （ 1948 ） 元素合成发生于大爆炸后几分钟 之内 Dicke and Peebles: 宇宙微波背景辐射的存在

重要里程碑： （ 1 ） 1929 哈勃等：发现宇宙膨胀 （ 2 ） 1965 Penzias & Wilson: 发现微波背景

辐射 （ 3 ）宇宙中氢、氦丰度

哈勃定律，红

移

• 视超光速 (superluminal velosity)

•表观上超过光速的速度。在某些双射电源或类星体中，若将两个成分彼此分离的角速度乘以到我们的距离，得到的表观线速度可能超过光速。如在 1977年－ 1980年3年中，观测到类星体 3C273 喷流中的亮结与星系核的距离以角速度

• μ ＝ 0”.0008/ 年扩展着。• 若取 3C273 的距离 d=440Mpc ，则不难算

出其视运动速度 v =μd = 5.57 c 。后来发现3C111 子源分离的表观速度甚至达到 45 c！

引力透镜效

应

• 引力透镜 (gravitational lens)

• 由于引力场能使光线偏折从而使大质量物体像透镜那样会聚光线的现象。引力透镜的理论早在 1919 年就被提出。 1937年兹威基认识到可以将它应用于宇宙学。但直到 1979 年才首次将类星体 QSO0957 ＋ 561A，B 证认为一个前景星系的引力透镜效应产生的双像。由星系或星系团这类较平滑质量分布产生的透镜称为宏透镜 .

•如果背景天体是一个遥远的延展星系，那么透镜像将会散开成长几角秒的光弧。

宇宙大尺度结构

• 宇宙热历史 (thermal history of the universe) 宇宙从大爆炸时极高温高密的状态通过膨胀冷却到今天所经历的

一系列物理过程。 1948年，俄裔美籍物理学家伽莫夫以弗里德曼膨胀宇宙模型为基础研究宇宙演化的早期，提出了被后人称作宇宙“大爆炸”的理论。该理论认为，今天宇宙中的星系是由早期均匀气体中的密度起伏在引力不稳定性作用下凝聚而成。由物理实验可知，绝热气体的密度和温度会随因膨胀而降低。在早期宇宙中 ，辐射气体的温度 T 同宇宙标度因子 R（ t）成反比，密度 ρ同宇宙标度因子R的 4 次方成反比。 T2同宇宙时 t成反比，即时间每增大两个量级，温度就降低一个量级。如 t＝ 1秒时的温度 T ＝ 1MeV， t ＝10 － 6秒时 T ＝ 1GeV。往前追溯，相应的推论是宇宙的密度和温度越早越高。当追溯到 t 趋于 0时，温度和密度都趋于无穷，这称为宇宙学的奇点疑难。人们有理由相信，在到达那一点之前，经典理论已经失效而应代之以量子理论。尽管建立量子引力理论的努力至今仍未获成功，但从量纲分析可知，量子引力起显著作用的能量是 E ～ T ～ G － 1/2＝ 1019 GeV，称为普朗克能量。与此相应的温度为 1032K，称为普朗克温度。与这能量相应的时间为t ～ G 1/2 ＝ 10 － 43秒，称为普朗克时间。经典宇宙的膨胀就是由此开始的。

Tests of the Big Bang Theory

• Expansion of the universe

• （宇宙膨胀）• Cosmic microwave background radiation

• （宇宙微波背景辐射）• Relative abundances of hydrogen, deuterium, h

elium and lithium （氢、氦和锂的相对丰度）

原初核合成的元素丰度• 恒星内部核合成产生极少

量的氘，因此观测到的宇宙中的氘主要来自原初核合成

• 宇宙密度越高，粒子与氘的反应越多，氘丰度越低

• 目前对理论与观测的氘与氢的丰度比为 10-5-10-4，要求重子物质的密度为临界密度的 1%-1.6%

• 考虑暗物质， Ω0 ≈ 0.3 - 0.4

→暗物质不可能主要由重子物质构成

and the Baryon Density

Baryon density

• 暴胀宇宙 (inflationary universe)

• 极早期宇宙的一个可能的阶段，那时宇宙的尺度在一个极短的时期内指数式膨胀约 50 个数量级。该理论于 1981 年由 A . Guth提出。由于它不仅能够较自然地说明宇宙为何如此平坦以及为何如此均匀等疑难问题，而且把研究最细微之物的粒子物理学和研究最庞大之物的宇宙学有机联系起来，因而被视为发现宇宙膨胀以来人类宇宙学观念最重大的进展。

• 解耦时期 (decoupling time)

• 宇宙历史早期物质粒子同辐射停止相互作用的时刻。按大爆炸理论，宇宙的温度随时间下降。不同的粒子解耦发生在不同的温度，因而相应于不同的时刻。如中微子同背景辐射解耦发生在温度约 1010K，相应于大爆炸后约 1秒，而普通物质同辐射解耦发生在温度约数千 K，相当于大爆炸后约 30万年。在物质和辐射解耦以后，背景辐射在宇宙中自由地传播。

宇宙减速参数 q0 (deceleration parameter of the universe)

• 描写宇宙膨胀变慢的一个数字，记为 q0。在弗里德曼模型中，减速参数正好等于密度参数 Ω（即宇宙今天的平均密度 ρ0与临界密度ρc之比）值的一半。 q0大于 0.5表示减速得足够快，宇宙膨胀最终将转变为塌缩。 q0小于 0.5表示宇宙将永远膨胀下去。在有宇宙学常数 Λ的模型中，减速参数甚至可以取负值，表示宇宙在加速膨胀。高红移超新星的观测结果表明，当前的情况看来正是如此。

• 宇宙密度参数 Ω

• (density parameter of the universe)

• 宇宙的平均能量密度同使宇宙闭合所需的临界密度之比值，记作Ω。如果Ω大于 1，宇宙是闭合的，将由膨胀转变为塌缩。如果Ω小于 1，宇宙是开放的，将永远膨胀下去。如果Ω等于 1，宇宙是平坦的，也会永远膨胀，这是暴胀宇宙学的预言，也得到高红移超新星、微波背景辐射等观测结果的有力支持。这些观测结果强烈提示，普通物质对总密度的贡献仅约 4 ％，暗物质的贡献约 23％，而可能与宇宙学常数相关的真空能密度贡献达到 73％。

四十年来，天文学家一直希望测出宇宙膨胀率的变化，从而测出宇宙的质量密度和空间几何结构，进而预言宇宙膨胀的未来。 1998年，两个研究组报告，根据超新星爆发似乎有证据说明，由简单宇宙模型所预言的宇宙膨胀不是慢下来，而实际上是加速膨胀！假如这个结果被证实，那么我们的宇宙图像需要有很大的变化。我们势必将原来的宇宙模型加上另外的成分以形成最好的宇宙模型，真空能将驱使宇宙膨胀，构成宇宙大尺度结构为欧氏几何，它包含着宇宙的大部分能量。 ---R. Kirshner

• 神秘的暗能量 1990 年代后期，天文学家找到了宇宙中充满一种神秘的能量的证据，它来自对遥远超新星的观测。超新星的距离比红移指示的更远。这结果意味着宇宙在加速膨胀！

宇宙加速膨胀暗示宇宙间充满着一种神秘的能量，它不同于寻常的能量，必须具有排斥的特性

，即负压特性，只有这种能量的存在才能解释平直宇宙与低物质密度之间的矛盾，并驱动宇宙膨胀。因为这种能量不可见，故称为暗能量。

在宇宙早期，暗能量很微弱，几乎可以忽略，这样星系才能形成。随着宇宙的膨胀，暗能量才称霸宇宙。尺度越大，压力越大。

Classification of supernovae-Based on spectroscopy

SNe

H

No H

II

I

II(classical:P-Cygni)

II (dw:emission)

Ib (strong He)

Ic (weak He)

Ia (strong Si)

Core collapse of massive stars

Thermonuclearexplosion ofwhite dwarfs

SNe

What do the data on Type Ia supernovae show?

• http://www-supernova.lbl.gov/public/misc/forrosen/sciencesnpop.pdf

• Distant Type Ia supernovae are even fainter than in an empty universe

• The scale factor has increased even more than for Omega = 0

通过对迄今所发现的一颗最遥远的超新星研究，美国科学家为爱因斯坦的“暗能量”理论找到了第一个直接证据，并证明了在“大爆炸”后，宇宙的膨胀先是减速，然后进入加速阶段。 这颗超新星的编号为“１９９７ｆｆ”，于１９９７年被哈勃太空望远镜拍摄到。美国马里兰州太空望远镜研究所和劳伦斯伯克利国家实验室的天文学家近日宣布，对该超新星光线的相对强度进行的研究表明，“ １９９７ｆｆ”爆发于１１０亿年前，是迄今发现的最遥远的超新星，当时宇宙的年纪只有现在的四分之一。

• 对宇宙学来说，使得 SN Ia 有用的关键性质是它们最亮而本身光度分散很小。理论上，光度范围很窄的 SN Ia 可以限制使它们产生爆发的白矮星的质量上限： 1.4M⊙ 是钱氏质量极限，它是简并电子所能支撑的由碳和氧组成的白矮星的冷质量。虽然在钱氏质量极限，由碳和氧组成的白矮星是稳定的，若它是双星的成员且增加质量也会产生爆炸。当热核燃烧波毁掉这颗星时，通过燃烧烧掉它大约 0.5 M⊙质量成为铁族元素，其结果这一“标准炸弹”正好是宇宙距离的灯塔。

宇宙中各种物质各占多少• ΩΛ := 0.6—0.8 暗能量 (Λ, 真空能量 , ...) • Ωd : = 0.2—0.4 暗物质 ( 不发光 , 有质量，非相对论性 )

• Ωb : = 0.04 恒星 , 星系 , 星系团 ( 重子 , 发光 )

• Ωγ: = 0.000025 微波背景辐射 , （光子气体）• Ων: = 0. 015 中微子 (三代，费米子，质量小 )

Ω= ΩΛ + Ω d +Ωb + Ω γ + Ω ν

各组分比例－－－膨胀的具体行为

The composition of the universe

= WMAP

Not a big change!

tot = 1.02 0.02

= 0.73 0.04

CDM = 0.23 0.04

b = 0.0440.004

< 0.015 (95%)

2dFGRS + old CMB:

= 0.75 0.10

CDM = 0.23 0.06

b = 0.0390.012

< 0.035 (95%)

Dark matter and Dark energy

现代宇宙学参数• Description Symbol Value uncertainty• Total density Ωtot 1.02 0.02• DarkEnergy density ΩΛ 0.73 0.04• Baryon density Ωb 0.044 0.004• Matter density Ωm 0.27 0.04• CMB T(K) Tcmb 2.725 0.002• Hubble Constant(h) Ho 0.71 0.04• Age of Universe (Gyr) to 13.7 0.2

当今宇宙中存在四种基本相互作用，它们作用特征差别很大。如图所示，在对称性最高的宇宙早期，这四种作用完全对称，实际上是一种作用。但随着温度的下降相继若干次真空相变。每相变一次就导

致相互作用的分化。

Unification of the forces

宇宙大爆炸

地球生命

太阳系

类星体

星系形成

复合期

物质为主

核合成

夸克重子相变

弱电相变

大统一相变

普朗克时期

加速膨胀的宇宙

参考书1 Astronomy Today , third edition, Eric Chaisson & Steve McMillan ,Prentic Hall,2

0012 The Physical Universe An Introduction to Astronomy, Frank Shu(徐遐生 ) ， University Science Books,19823 大宇宙百科全书， J. Gribbin(英 ) ，黄磷 译， 海南出版社， 2001

• 2000 年弦理论会议上，弦理论家提出了跨世纪的十大理论问题

（ 1 ） 表征物理宇宙的所有（可测量的）无量纲参数是否原则上都是可计算的， 或其 中某些仅仅是由历史或量子力学等偶然因素所确定，因而是不可计算的？

（ 2） 量子引力如何有助于解释宇宙起源问题？

（ 3） 什么是质子的寿命？理论上如何解释？

（ 4） 自然是超对称的吗？若是，超对称怎样破缺？

（ 5） 为什么宇宙看来只有一维时间和三维空间？

（ 6） 为何宇宙学常数会有其值？是零吗？是常数吗 ?

（ 7） 何为 M理论基本自由度？果真描述自然吗？

（ 8） 如何解决黑洞的信息佯谬？

（ 9） 引力尺度和基本粒子的典型质量尺度之间的差异如此巨大，什么物理可予以 解释？

（ 10 ） 如何定量解释量子色动力学中的夸克胶子的禁闭，以及质量间隙的存在？

• 这些问题只是反映了弦理论家当时的看法。前面提到的一些重要问题并没有完全列举，甚至没有涉及。不过，这已经反映出现有的物理理论还远远没有完成 .

谢谢