知乎盐选会员精选文章恒星有多亮？
只要仰望过星空，哪怕只是轻轻一瞥，你都会注意到有一些星星比其他星星更加明亮。天文学家有一套描述一颗星星亮度的系统——视星等。这个系统建立在织女星的亮度之上，那是夜空中最明亮的恒星之一。织女星的亮度被定义为零等，所有视星等为负数的星星都比织女星亮，而视星等为正数的星星则比织女星暗。在这样的计量尺度中，每一等之间的亮度大约差 2.5 倍。比如，一颗视星等为–1.0 的星星的亮度是织女星亮度的 2.5 倍，而对一颗视星等为 +2.0 的星星来说，织女星的亮度是它的 6.25 倍（也就是 2.5×2.5）。
需要注意的是，夜空之中最明亮的物体并不是恒星，满月（–12.74）、国际空间站（–5.9）、金星（–4.89）、木星（–2.94）、火星（–2.91）都比恒星更亮。最亮的恒星是视星等为–1.47 的天狼星。
在我们眼中看起来很亮的恒星并不一定真的很亮，它可能只是离我们很近而已。同样，一颗非常明亮的恒星也有可能因为离我们太远而看起来很暗。所以，天文学家提出了另一套描述恒星真正亮度的系统，叫作绝对星等。这种方法是把一颗恒星放到离我们 32.6 光年的地方之后再计算它的视星等，绝对星等每一等之间亮度的差距与视星等相同。
天狼星就是一个典型的例子，它的视星等是–1.47，但绝对星等仅为 1.42，它看上去是夜空中最亮的恒星只是因为它离我们很近。而猎户座的参宿七就不一样了，其视星等为 0.12，绝对星等却达–7.84。它是我们在夜空中能看到的发光能力最强的恒星之一。
变星
并不是所有的恒星亮度都是固定的——有一些恒星的视星等会随着时间的推移发生变化，天文学家称这类恒星为变星。恒星视星等的变化通常是由以下两种原因之一造成的：一是它们自身的亮度的确发生了变化；二是有某个天体周期性地挡在它与我们之间，也就是挡住了我们的视线。
大陵五是最为著名的变星之一，人们将其称作「魔星」。在星图上，它常被描绘成大英雄珀尔修斯高举着的美杜莎首级之上的恶魔之眼。其亮度变化周期为 2.86 天，在一次周期内，大陵五的视星等会从 2.1 等变为 3.4 等，持续约 10 个小时后再恢复到 2.1 等。之所以会发生这样的变化，是因为大陵五并不只是单独的一颗恒星，而是一个由三颗恒星组成的系统，当较暗的恒星掩食最亮的恒星时，大陵五的亮度（即整个系统的亮度）就会下降。
造父变星则是另一种变星中的代表。北极星——或称紫微星、北辰、勾陈一——就是离地球最近的造父变星。这一类恒星会周期性地膨胀和收缩，而这会导致它们的亮度发生周期性变化。
恒星有多远？
我们需要知道一颗恒星距离我们多远，才能根据视星等计算出它的绝对星等。可是在太空中用卷尺测量长度是不可能的，我们要怎样才能得知恒星到底有多远呢？对于那些离我们很近的恒星，包括许多夜空中能见到的恒星在内，我们都可以使用视差法来计算它到我们的距离。
为了便于理解这个方法，我们把食指当作一颗恒星来做一个简单的小实验。请你举起食指并张开手臂，闭上一只眼睛之后用食指与远处的某个物体对齐——可以是相框的边缘，也可以是房间的某个角落。然后，闭上这只眼睛再睁开另一只眼睛，你会发现，在你的视野中，现在食指对齐的已经不是刚刚对齐的那一点了。接下来，请你把食指举得更近一些，重复上述步骤，看看换一只眼睛观察的时候它跳动的位置是变得更大还是变得更小了？
你会发现食指举得更近的时候，它所对齐的位置跳动得更大。当从两个不同位置（也就是这个实验中两只眼睛的位置）观察同一个物体时，它相对于背景中更远的物体来说，位置的变化更大。天文学家以每 6 个月观察同一颗恒星代替实验中两只眼睛的作用，因为在这 6 个月中，地球从太阳的一侧运行到了另一侧。离我们比较近的恒星的位置相对于背景中更远的恒星发生了改变，接下来，只需要运用三角学的知识将该恒星变化的角度转换成它和我们之间相隔的距离就可以了。欧洲航天局于 2013 年发射的盖亚空间望远镜可以使用视差法来测量距离地球几万光年以内的恒星的距离，更远的恒星则会因为变动的角度太小而无法被精确测量。在这种情况下，天文学家会采用另一种方法来测量距离。
恒星有多热？
浴室中水龙头上表示温度的颜色其实一直都在骗你，你每天洗漱时都以为红色代表热、蓝色代表冷，但实际情况是反过来的，你甚至都不需要观察恒星就能在生活中察觉这一点。最热的火焰，比如焊枪喷头产生的火焰，是蓝色的，而正常的明火是黄色的。只有当火焰开始冷却并熄灭时，它才会发出红色的光。
恒星虽然没有着火，但原理是一样的，通过观察一颗行星的颜色，我们就能知道它的温度大概是多少。最冷的恒星是红色的，其表面温度大约是 3 000 K（K 指开尔文温标，其与摄氏度之间的换算关系是摄氏度加 273）。其次是黄色的恒星，其表面温度大约是 6 000 K。而那些看起来是蓝色的恒星最热，其表面温度可达 50 000 K。
天文学家利用哈佛光谱分类系统将恒星分为 7 种光谱型（见表 4–1），分别是 O、B、A、F、G、K、M。起初天文学家是用从 A 到 Q 的字母来分组的，但是其中有很多光谱型相互重复，便删去了其中一部分。
表 4-1 恒星光谱分类一览表
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太阳的光谱型是 G，因此宇宙中绝大多数恒星都比它更冷。夜空中最亮的 O 型恒星是猎户座腰带上的参宿一，而 M 型恒星太过暗淡，我们用肉眼是看不见的。
表 4–1 中的占比这一栏指恒星一生中的大部分时间所处的状态——天文学家们所说的主序星阶段，在这一阶段中的恒星都位于赫罗图的对角线上。
赫罗图
赫罗图是天文学中的一个标志性图表，它揭示了恒星的绝对星等与颜色（即光谱型）之间的关系。丹麦天文学家埃希纳·赫茨普龙（Ejnar Hertzprung）和美国天文学家亨利·诺里斯·罗素（Henry Norris Russell）于 20 世纪初为研究恒星演化分别独立提出了该图。
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图 4-1 赫罗图揭示了恒星温度与其光度之间的关系，恒星一生中的大部分时间都在主星序之列
我们可以在赫罗图的右下角找到那些体积小、温度低的恒星（K 型和 M 型），而更大更热的恒星则位于左上方（O 型和 B 型），这条对角线被称为「主星序」，位于这条线上的恒星正在以和太阳一样通过核聚变将氢转化成氦。
然而，随着恒星年龄的增长，恒星核心处的氢总有耗尽的那一天，我们稍后会更加详细地了解在氢耗尽之后发生了什么，现在我们只要知道恒星在那之后会膨胀就可以了。在膨胀的过程中，恒星的能量在越来越大的表面上扩散，温度不断下降，因此颜色会变红。天文学家将这个过程称为「脱离主星序」，我们可以看到这些红巨星以及红超巨星位于对角线的上方。
恒星有多重？
恒星的大小和质量各不相同，不过天文学家发现恒星的光度与其质量之间存在着严格的对应关系，这被称为质光关系（见下页图 4–2）。恒星质量越大，其固有亮度（绝对星等）就越大。
如果要计算一颗新发现的恒星的质量，天文学家需要测量其视星等，利用我们与这颗恒星之间的距离来计算其光度（绝对星等），再根据质光关系即可求得结果（见下页表 4–2）。大质量的恒星位于赫罗图的左上方，低质量的则位于右下方。R136a1 是大麦哲伦云中的一颗恒星，是目前已知的最重、最亮的恒星，它的质量是太阳的 315 倍。
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图 4-2 天文学家注意到恒星的质量与其亮度（光度）之间存在严格的对应关系，这令他们得以通过亮度来计算新发现的恒星的质量
表 4-2 恒星的光谱型与质量的对应关系
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天文学家还可以用斯特藩定律来计算恒星的大小。该定律以物理学家约瑟夫·斯特藩（Joseph Stefan，1835—1893）的名字命名，他提出一个有热量的物体每秒辐射出的能量取决于其大小和温度。对于一颗恒星来说，每秒辐射出的能量指的就是它的光度，再加上根据颜色得到的温度，我们就可以根据斯特藩定律来计算恒星的大小。
目前已知的体积最大的恒星是盾牌座 UY，它的直径大约是太阳的 1 708 倍，如果把它放到太阳的位置上，那么它的表面将位于木星和土星的轨道之间。
恒星有多老？
在早期没有恒星形成的宇宙中，只有两种元素——氢和氦。而在第一批恒星诞生之后，它们开始以核聚变的方式将氢转化为氦，就像现在的太阳那样。当这些恒星老去并脱离主星序之后，它们开始用氦来制造更重的元素，比如碳、氮、氧、硅、铁等。这些巨大的恒星在生命即将走到尽头时会发生爆炸，变成耀眼的超新星，将这些较重的元素抛向宇宙，而其中一些元素最终会被一些新形成的恒星所吸收。
疏散星团和球状星团
在一个晴朗的夜晚，找到一个远离城市灯光的地方，你就可以沉醉在夜空里的 3 000 颗恒星中。它们大多都是孤孤单单的，但是你会注意到有一些恒星聚集在一起。只需要一架简单的双筒望远镜，你就能用它看到更多这样的星团，尤其是沿着银河观测的时候。
天文学家将它们分为疏散星团和球状星团。顾名思义，疏散星团中的恒星分布得相当松散，而球状星团中的恒星则聚成一团。两者的区别在于，疏散星团中的恒星一般都比较年轻，球状星团中则都是些老年恒星。
以最著名的疏散星团，即金牛座的昴星团（也被称为七姐妹星团）举例，其成员星的年龄只有 1 亿年。相比之下，M13（武仙座球状星团）中的恒星已有 110 亿岁高龄。如果把宇宙的年龄换算成人类的平均寿命，那么 M13 中的恒星已经接近退休年龄，而昴星团中的恒星还处于婴儿阶段。
所以，天文学家可以通过观察恒星的化学成分来判断它的年龄。最古老的恒星中只有氢和氦，因为它们形成时宇宙中只有这两种元素。而最年轻的那些恒星则是在宇宙中的元素更为丰富的时候形成的，因此它们的化学成分也更加多样化。因此，天文学家通常会测量恒星的「金属丰度」。与化学中的概念不同，天文学家将氢和氦之外的所有元素都视为金属元素。一颗恒星的金属丰度低代表它是一颗古老而原始的恒星，金属丰度越高，恒星就越年轻。太阳的金属丰度为 0.02，即氢与氦之外的其他元素占太阳质量的 2%。
当然，只有掌握了恒星的元素组成才能用这种方法来计算其年龄，而天文学家们则使用光谱学来达成此目的。把恒星发出的光通过光谱仪（有点儿像棱镜）之后，你就会得到夫琅禾费在太阳光谱中看到的那种黑暗特征谱线。
这些就是吸收线，出现黑暗特征谱线的原因是恒星内部的一些元素吸收了特定颜色的光，以至于这些颜色无法传播到地球上。我们看到的光谱就像一个彩色的条形码，而它也的确发挥着相同的作用——它承载着有关恒星的元素构成及恒星年龄的信息。
恒星的生命历程
恒星的诞生
就像人类一样，恒星也有诞生、衰老和死亡。恒星是从一种巨大的被称为「分子云」的美丽气柱中形成的，分子云极其稀薄，其每立方厘米中仅有大约 100 个气体分子。在地球上，每立方厘米有 10 17 个气体分子，而在恒星的中心处，这个数字则会变成 10 26 个。
那么，如此松散的分子云是怎么变成一颗能将氢聚变成氦的致密恒星的呢？引力在其中起到了极大的推动作用。英国天文学家詹姆斯·金斯（James Jeans，1877—1946）计算了分子云在受到引力作用开始收缩之前所能拥有的最大质量，天文学家称之为「金斯质量」，其大小与分子云的温度和密度有关。
分子云的收缩会由外来事件触发。可能是两个分子云间发生合并，它们组合后的质量会激增至金斯质量之上，也可能是附近的一颗恒星发生爆炸时产生的冲击波作用于分子云，使其聚集得更为紧密，从而在引力的作用下继续收缩。
分子云在收缩的过程中会分裂成更小的若干部分。这些处于收缩中的区域——我们称之为「原恒星」——开始旋转，而且速度越来越快，就像花样滑冰运动员收拢手臂时一样。这里的温度和压强不断升高，直到这个处于高速旋转中的气态球体开始将氢聚变为氦，一颗恒星就此诞生。这一过程需要花费数千万年。
天文学家可以观测在猎户座大星云中正在发生的恒星诞生的过程——在猎户座的「腰带」三颗星的下方，有一个肉眼可见的恒星摇篮。在这些尚还幼小的恒星周围还能看到一些又暗又扁的云盘，它们被称为原行星盘。天文学家认为这些原行星盘会在引力作用下形成星子，然后再形成行星。
红巨星
随着年龄的增长，恒星消耗的氢越来越多，终有一天它们核聚变的速度会开始下降，这意味着它们的核心无法产生足够能量以对抗引力，于是核心收缩，温度升高，聚变速率再次加快。而这就是主序星不断经历的过程，太阳自形成以来已经处于这一过程长达 46 亿年，其亮度相比刚刚诞生时增强了 30%。
太阳在随后的漫长岁月中会变得越来越亮，越来越热。10 亿年之后，地球上的温度将会上升到 100 摄氏度以上。海水在这样的温度下会开始沸腾，而我们生存的家园在那时将成为一片没有生物的焦土。赋予万物生命的太阳最终将成为所有生命的终结者。
而在 50 亿年之后，太阳核心处的核聚变将完全停止，太阳核心急剧收缩，此处的温度将从 1 500 万摄氏度飙升至约 1 亿摄氏度。核聚变过程将在超高温核心周围的外壳中重新启动，而这标志着太阳开始脱离赫罗图中的主星序。
重启的核聚变产生的能量注入太阳之后，会使其外壳膨胀到现在直径的 100 倍。水星将被太阳彻底吞没，金星也可能无法幸免于难。随着能量在越来越大的表面上扩散，太阳会变成红色，此时的它已经成为一颗「红巨星」，其亮度将会比现在高出 2 000 多倍。到那时，太阳散发出的热量可以轻易地熔化地球上的金属，甚至地球本身有可能被拽进太阳的外壳中。
行星状星云与白矮星
在红巨星的核心中，由于温度的升高，氦会继续聚变成碳和氧。如果一颗恒星的质量小于 8 倍太阳质量 [1] ，当它成为红巨星后，其核心处的温度和压强不足以使碳继续聚变。当所有的氦都消耗殆尽之后，就只剩下一个和地球差不多大的致密的碳–氧核，天文学家称其为「白矮星」。由于没有可用于继续加热的能源，它会逐渐地冷却并暗淡，最终变成一颗黑矮星。
在白矮星的形成过程中，红巨星的外壳已经被强烈的恒星风吹散到太空中，这算不上是一场爆炸——它远没有那么剧烈。这些气体会以白矮星为中心，在其周围环绕一圈，天文学家称之为「行星状星云」。不过，它们和行星一点儿关系也没有，只是多年前天文学家使用望远镜观测时发现它们看起来和行星很像，因此得名。尽管如今我们对行星状星云的了解与当时相比已经有了变化，但还是沿用了这个名字。
行星状星云是夜空中最为美丽的天体之一。比如大名鼎鼎的天琴座环状星云，以及天龙座的猫眼星云。只要对着这些壮丽的气体云的照片仔细观察，你就能发现藏身于星云中心处的白矮星。
红超巨星
质量在 8~10 倍太阳质量范围内的恒星有着不同的演化方式，尽管最初的过程是相似的，但最终还是会产生巨大的差异。起初，它们会膨胀到比红巨星还大，红超巨星的直径至少是太阳的 1 000 倍。它们也比红巨星要亮得多，我们在夜空中所能见到的最亮的一些星星，比如猎户座的参宿四和天蝎座的心宿二，都是红超巨星。如果我们把心宿二放到太阳的位置上，其外部表面将位于火星轨道之外，还有一些红超巨星能延伸到木星轨道甚至土星轨道那么远。
而红超巨星与红巨星最大的差异表现在核心处。这些恒星的尺寸之巨大意味着其核心处温度将上升至足以使碳进行核聚变，产生镁和氧。而当碳被耗尽之后，恒星核心会进一步收缩，温度再次上升，氧开始聚变成硅和氖。而这一过程会循环往复地不断进行——每当一种元素被耗尽时，核心就会收缩，然后温度上升，核聚变继续生成新的元素。这一过程也变得越来越快，每一个阶段都比上一个阶段更短暂，一颗巨大的恒星可能需要 1 000 万年来使氢聚变成氦，却只需要一天就能使硅聚变成铁。
不过，这一过程也是有终点的，铁是元素周期表中最稳定的元素，因此它不会发生核聚变。红超巨星的核心最后看起来就像一颗洋葱，中间有大量的铁，而周围环绕着其他尚未被使用的元素。现在，已经没有什么能帮助这颗恒星抵抗引力坍缩了，它的命运已经注定。
超新星
1054 年，中国的天文学家记载了一颗意料之外的星星，他们称之为「客星」。它看起来像是在天空中的某处突然出现，并且在长达一个月的时间里，人们都可以在白天看到这颗星星。之后，它渐渐暗淡，大约两年后彻底消失。
现在我们知道，他们目睹的是一次超新星爆炸——这是宇宙中最剧烈也最活跃的事件之一。现代的天文学家已经找到了那次超新星爆炸事件的遗迹——位于金牛座的蟹状星云（见图 4–3）。如今，已经过去了将近 1 000 年，这里的气体仍在以每小时 1 500 千米的速度从爆炸处向外扩散。作为巨大恒星的垂死挣扎，一次超新星爆炸绽放出的光芒相当于 100 亿个太阳，释放出的能量比它一生中所释放的所有能量加起来还要多。
超新星爆炸开始于红超巨星的中心形成的致密铁核。由于无法抵抗引力的作用，该核心会在不到一秒的时间内以接近 1/4 光速的速度迅速坍缩，而这一过程会同时向外以几乎相同的速度发出冲击波，将恒星的外壳撕裂并爆炸开来。
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图 4-3 大名鼎鼎的蟹状星云（M1），位于金牛座，它是 1054 年观测到的超新星爆炸后的遗迹
爆炸的力量使得一些原子撞入别的原子中，形成了比铁还要重的元素。超新星将此前由核聚变产生的元素以及在爆炸中产生的元素统统送入星际空间，这使得分子云中的元素变得更加丰富，之后这些元素便会成为新形成的恒星和行星的一部分。
你的身上戴着哪些首饰？金、银、铂这些元素都是在超新星爆炸（以及中子星相撞）中产生的，而我们血液中的铁以及通过血液送往全身各个部位的氧都是在大质量恒星内部通过核聚变生成，再通过超新星爆炸送往宇宙各处的。如果没有超新星爆炸，就不会有我们的存在。
中子星和脉冲星
在蟹状星云的中央，是一颗曾经强大而有活力的恒星留下的废墟。它在致密的铁核因引力作用而发生变形之后，几乎坍缩殆尽。铁在极大的压强下被击碎，并且最终都变成了中子——在原子中心发现的中性粒子。质量在 8~30 倍太阳质量范围内的恒星的结局都会是这样，变成一颗周围环绕着超新星遗迹的中子星。
然而，相互聚集的中子之间的距离是有限度的，这导致当核心收缩成为一个直径只有 30 千米的超大密度物体时，其坍缩开始减缓。一颗曾经直径是地球直径 10 万倍的红超巨星最终成了一个还没有伦敦大的小球。巨大的质量被压缩到如此小的空间中，这使得一勺中子星的物质就重达 1 000 万吨。
随着不断地收缩，中子星的自转也在不断加快。一开始，它可能每隔几个星期才自转一周，而现在它每秒自转 30 周。其磁场也变得更加强大，是地球的磁场强度的 1 万亿倍，而这会将那些超高温的物质转变为强大的无线电波，通过中子星的两极传播出去。
这让中子星成了宇宙中的灯塔。如果我们恰好位于这些无线电波传播的方向上，我们就能接收到有规律且重复的无线电脉冲，于是我们就把这些天体称为脉冲星。
脉冲星自转的周期非常稳定，自从 1967 年安东尼·休伊什（Antony Hewish）和约瑟琳·贝尔（Jocelyn Bell）发现了第一颗脉冲星，并将之命名为「小绿人 1 号」之后，人们还没有发现过有什么天然形成的东西能比它还准时。目前，脉冲星仍是已知范围内自然界中最精确的计时员，以至于天文学家们认为可以将其用作互联网和 GPS 的基础。如果宇宙中存在高等文明的话，我们可以用脉冲星向它们标示我们在银河系中的位置。
伽马射线暴
你是不是觉得超新星爆炸的威力已经很强大了？但其实它们和伽马射线暴（GRB，也简称为伽马暴）比起来可就是小巫见大巫了。伽马暴在极短的时间里散发出的能量比太阳一生中释放的能量加起来还要多，即便远隔数十亿光年也能看到它那耀眼夺目的光芒。它们是在 1967 年时被冷战时期发射的人造卫星发现的，这些卫星本来的任务是监测秘密进行的核试验。
伽马暴可以分为两类，短暴（短于 2 秒）和长暴（长于 2 秒）。它们从何而来对于我们来说在很大程度上仍然是一个谜，不过有人提出长暴是在大质量恒星发生超新星爆炸时产生的，而占伽马暴总数 30% 的短暴可能来自两颗中子星的相撞。
值得庆幸的是，迄今为止人们发现的所有伽马暴都离我们非常遥远。不过一旦有伽马暴从太阳系中穿行而过，就会给我们带来毁灭性的灾难。虽然这件事发生的可能性非常小，但是如果地球真的被击中，我们的臭氧层就会被完全摧毁，而这将导致地球上的生物大规模灭绝。
黑洞
引力其实是一种很弱的力，即使地球的质量高达 6×10 24 千克，你也可以跳起来，或者乘飞机飞到天空中去。但是你的这种自由只是暂时的，物体通常在离地之后总会再落下来，除非你的速度超过一定数值。如果你能以每秒 11 千米的速度从地面上跳起，你就可以逃脱地球的引力。科学家至少要以这样的逃逸速度发射火箭才能将飞行器送入太空。
一个天体体型越大，物质排列越紧密，其逃逸速度就越高。从木星、太阳到白矮星、中子星，它们的逃逸速度是依次递增的。然而，最大的那些恒星的核心坍缩之后会形成一个密度极高的物体，其逃逸速度甚至比光速还要高。因为没有什么能比光传播得更快，所以也没有什么东西能从这些「黑洞」中逃脱。这就是它们名字的来历——所有的光线都被它们吞了进去，所以它们看起来是黑色的。
如果你太靠近黑洞，就会被它的引力永久地困住，不管多大的推动力都不能让你摆脱它的魔爪，而这个无法逃离的边界被称为「事件视界」。当跨过这条边界的时候，你可能都没觉得有什么不对劲儿的地方，但是这会改变你的命运。假如你的脚先跨过事件边界，那么黑洞对你的脚的引力比对你的头的更大，并且二者之间的差异最终会超过原子键的强度，这时你会被拉长，物理学家称其为「意大利面条化」。
那么，当你被黑洞扯成一根长长的意大利面的时候，你会落入何处呢？这是现代物理学中最棘手的问题之一。根据爱因斯坦的广义相对论，严格地说，恒星的核心最终会坍缩成一个体积无限小、密度无限大的点，我们称之为「奇点」，空间和时间都在此处完结。我们通常认为，落入黑洞的物体都被吸入了奇点。
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图 4-4 质量最大的那些恒星在死亡时会形成一个将时空扭曲到极限的黑洞，任何东西都无法从中逃脱
不过，这可能还没有揭示全部的真相，因为它忽略了量子物理中对于微观尺度下物质规律的描述。
引力波
2015 年 9 月 14 日被载入科学史，成为具有里程碑意义的一天。在这一天，我们打开了一扇观测宇宙的新窗户。这件事要从非常非常遥远的星系说起。
大约在 13 亿年前，两个黑洞——其中每一个黑洞的质量大约都是太阳的 30 倍——在相互缠绕、旋转后相撞。这次相撞的动静实在太大，巨大的冲击波冲破了时空原本的结构，以光速向外传播，这些引力波最终于 2015 年 9 月到达地球。正巧，我们在那时刚刚启动了一台能够捕获引力波信号的探测器。随后在 2015 年 12 月、2017 年 1 月以及 2017 年 8 月，我们又检测到了别的黑洞合并过程中的引力波。另外，科学家还在 2017 年 8 月捕获到了两颗中子星合并所产生的引力波信号。未来，我们一定还会捕获越来越多的引力波。
引力波这一概念早在一个世纪前便已被提出。爱因斯坦早在 1915 年提出广义相对论时就预言了引力波的存在，但是我们却用了整整 100 年才第一次探测到它的信号。这是因为引力波就像池塘中的涟漪，会在向外传播的过程中逐渐消失，引力波在抵达地球时已经变得很微弱了，因此很难被探测到。13 亿光年，这是一段相当长的路程。
用于探测引力波信号的是激光干涉引力波天文台（LIGO），它是由两台分别位于美国华盛顿州和路易斯安那州的探测器组成，这两台探测器都是由两根 4 千米长的真空管组成的直角。一束激光经过一个分光器，分成两部分射向两条真空管的末端，然后被末端放置的镜片反射回来。一般情况下，两边的激光会在相同的时间回到出发点。
但是，如果引力波在激光传播的过程中到来，那么其中一根管道中的空间就会被轻微地拉伸和收缩（因为引力波实质上是时空结构的扰动），这就意味着一束激光回来的落点也会发生改变。
LIGO 的灵敏度相当高，可以探测相当于质子（原子中心带正电的粒子）直径的 1/10 000 的距离改变。再打一个比方，它可以测量出地球到比邻星（除太阳之外离我们最近的恒星）之间 40 万亿千米长的距离中一根头发丝直径的变化。
2017 年 10 月，为这一发现做出努力的三位科学家被授予诺贝尔物理学奖。这些探测意义非常重大，因为很多宇宙中的重大事件发生后只会发出引力波信号，而我们终于能够探测到这些事件了。
时间膨胀
爱丁顿于 1919 年完成的日食观测，证实了爱因斯坦的广义相对论中提出的一个观点：大质量物体会扭曲其周围的空间结构，而引力波的发现则进一步巩固了该观点。
事实上被扭曲的不仅仅是空间，时间也是如此。还记得爱因斯坦把时间和空间合并为一个被称为时空的四维结构吗？这告诉我们，时间流逝的速度会随着时空扭曲程度的不同而改变，如果你靠近一个重物，你的时间就会比别人的时间流逝得更慢。
即使是在地球上，这种时间的膨胀也是非常需要注意的。对于储存在实验室里不同架子上的那些有着极高精准度的原子钟而言，如果有哪一个被放在更靠近地面的位置，那么最终它们就会无法同步。我们还会定期修正 GPS 卫星上的时钟，因为它们位于太空中，时空扭曲的情况更轻，时间流逝得比地面上更快。
不过在黑洞附近，这种时空扭曲的程度会非常明显。在风靡一时的影片《星际穿越》中，绕着黑洞飞行的宇航员所经历的 1 个小时相当于我们在地球上经历 7 年。
如果目送一个人逐渐接近黑洞，你会发现他们身上发生的一切都变得越来越缓慢，最后，当他们的身体即将跨越事件视界的时候，他们看起来就像被冻住了一样。在你看来，他们的时间已经完全停止了；但在他们看来，是你的时间停止了。
这是引力时间膨胀，但还有一种由速度引起的时间膨胀。如果我说「飞人」博尔特在 100 米短跑中能赢你，你一点儿都不会惊讶，因为他能以更快的速度来跨过空间。如果我说博尔特能比你更快地度过时间，可能你就会觉得有些奇怪了，但事实的确是这样，因为实际上你们是在时空中赛跑。在这个例子中，你和博尔特的速度差异并不是很大，所以时间流逝的速度在你们两者之间的差异也很小，而当速度差异更大就会产生更明显的效果。
宇航员根纳季·帕达尔卡（Gennady Padalka）保持着在太空中停留时间最长的世界纪录——1998 至 2015 年，他在和平号空间站及国际空间站中共计停留了 879 天。在这段时间中，他以每小时 28 000 千米的速度行进。考虑到上述两种原因引起的时间膨胀，如果他一直待在地面上的话将会比现在老 0.02 秒。这使得帕达尔卡成了人类历史上最伟大的时间旅行者，他向未来旅行了 1/50 秒。
白洞与虫洞
如果说黑洞是一个你永远无法从中逃离的存在，那么白洞就是你永远无法返回的地方。黑洞只进不出，而白洞只出不进。不过目前，白洞还只是理论性推测，只存在于爱因斯坦广义相对论的数学推导中。
物理学家们在考察黑洞中的物体接近奇点时会发生什么的问题时，便会出现「白洞」。新西兰物理学家罗伊·克尔（Roy Kerr）在 20 世纪 60 年代时提出，黑洞中的奇点并不是一个点，而是一个环。通常情况下，一个撞入奇点的物体会被奇点从时空中抹去，但是如果克尔环（克尔提出的这个「环」）存在的话，它就能毫发无损地穿过去。
那么，这个穿过克尔环的物体去哪儿了呢？克尔根据爱因斯坦方程计算得到的结果显示，它会进入一个被称为「爱因斯坦–罗森桥」的隧道，然后在另一端被白洞「吐」出。有些人认为物体从白洞出去之后到达的仍然是我们所在的宇宙内部，只是位置发生了变化，而另外一些人则认为物体此时已经处于另一个宇宙中了。无论哪一种说法是对的，由于白洞只能出不能进，这个物体都无法再通过白洞回到原来所在的地方。
爱因斯坦–罗森桥有一个更为通俗的名字：虫洞。这个名字来源于虫子在苹果中运动时做出的选择，它既可以选择从苹果的表面爬到想要去的地方，也可以选择在苹果内部穿行一段更短的路径。我们常常在科幻小说中见到作为时间和空间上的捷径的虫洞。确实，虫洞的物理特性表明我们也许可以借助它回到过去。但是，如果它们存在的话——这是一个相当大胆的假设——它们可能很不稳定，并且很快就会关闭。
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图 4-5 时空可能会以图中的方式弯曲，此时会出现一条捷径，我们可以利用它来进行时间旅行
所以，就目前掌握的情况而言，白洞和虫洞只是数学上的有趣推论，倘若有一天我们真的找到万物理论，情况可能会发生变化。
霍金辐射
作为一名理论物理学家和宇宙学家，史蒂芬·霍金（Stephen Hawking）教授终其一生都在钻研黑洞的奇异特性。他最重要的贡献之一，就是提出黑洞会在被称作「霍金辐射」的效应下逐渐蒸发。
物理学家知道，看似空旷的宇宙不可能真的是空的。宇宙不断地将能量转化为一些成对的粒子，它们就像灰姑娘的马车一样，很快就会消失，否则就违背了物理定律 [2] 。
而霍金天才般地将这一过程放到黑洞的事件视界上。他想象出的场景是这对粒子中的一个落入了黑洞中，而另一个在外面，由此它们就再也无法一起成对消失了，于是一个被黑洞吸收，另一个则逃到无边无际的宇宙中。
这个落单的粒子在向外逃逸时会吸收一部分来自黑洞的能量，而它带着能量向外传递的过程就是霍金辐射。但是带走的这些能量对于黑洞来说只是九牛一毛，一个黑洞需要 2 000 亿亿亿亿亿亿亿亿年才会完全蒸发，这个数字是 2 后面有 67 个 0！
也就是说，黑洞并不完全是黑的，它们会以霍金辐射的形式发出极为微弱的光芒。
万物理论
史蒂芬·霍金在黑洞通过霍金辐射逐渐蒸发的研究中结合了物理学中最重要的两个理论：量子力学——微观尺度下粒子运动的规律，以及爱因斯坦的广义相对论。
对于黑洞这样一个独特的物体来说，这两种理论都很重要。通常情况下，对引力以及行星的公转轨道进行计算时不需要考虑量子力学；同样，解释原子的运动规律时也不需要考虑引力。但黑洞是不一样的，当恒星发生坍缩时，大量物质被塞进了一个很小的空间中，引力突然在原子大小的尺度上也起到了作用。
广义相对论描述了引力是如何由弯曲的时空引起的，如果严格按照这种说法，是黑洞将弯曲时空成了一个叫作奇点的东西。但是体积无限小、密度无限大对于一个物体而言到底意味着什么呢？量子力学的规律对于一个比原子还小的空间来说还有效吗？
物理学家们非常重视这些问题，并且一直试图将量子力学和广义相对论结合成一个理论——一个可以用于解释宇宙万物的通用框架，从最小的亚原子粒子到最大的超星系团全都适用，这就是万物理论。
然而，物理学家在这条探索之路上屡屡受挫。这两种理论就是不太能很好地结合在一起。它们是完全不兼容的，对其中一个理论的应用会产生与另一个理论的不可调和的分歧。而这促使物理学家们开始探索更加极端的可能性，其中包括探索更多的维度——而非我们熟悉的三维时空。
（超）弦理论与圈量子引力
近年来，由于美国哥伦比亚广播公司（CBS）热播剧《生活大爆炸》中那个与社会格格不入的天才谢尔顿·库珀（Sheldon Cooper）高涨的人气，弦理论已成为流行文化的一部分。它是物理学家试图统一量子力学和万有引力、探索万物理论的方法之一。
这一理论的基本前提是，我们周遭的一切都是由很小的弦发生振动构成的。就像用不同的方式在乐器上拨动琴弦会产生不同的音符一样，这些弦的振动会创造出各种亚原子粒子。而把这与超对称性理论相结合，就有了超弦理论。
弦理论的研究者可以使用这一模式来将量子力学和广义相对论结合在一起，但是他们的方程只有在空间有 9 个维度时才成立。这些物理学家为了解释为什么我们所见到的世界是 3 维的，提出其他维度蜷缩到了微观世界中，我们无法观察到它们。但是，目前仍然没有任何证据显示这些维度真的存在，也无法证明超弦理论不只是一个存在于数学推导中的幻想。
在《生活大爆炸》的前几季中，谢尔顿有一个死对头叫作莱斯莉·温克尔（Leslie Winkle），她的研究重点是圈量子引力论，这是另一个将量子力学和广义相对论结合在一起的理论。
爱因斯坦认为，时空是一种连续的结构，当它被大质量物体弯曲时会产生引力。但是在量子力学中，没有任何东西是连续的。在圈量子引力论中，时空量子也是不连续的，而是由一些闭合的环编织而成的结构，就像羽绒被一样。起初，它看起来像是一个整全的编织物，但是在显微镜下你会发现它实际上是由一个个独立的针脚组成的。
在圈量子引力论中，时空并不是平滑的，而是呈颗粒状，这可以通过某些方式进行验证。天文学家正在观测并研究来自遥远星系的光，验证其是否在传播过程中被这种时空结构所改变。
系外行星
宜居带
在各自轨道上环绕地球的人造卫星，从高空中为我们拍摄了无数张地球的精彩照片。其中最引人注目的是在夜晚拍摄的照片，地球上的各大城市作为文明的灯塔闪耀着光芒。显然，我们的世界被一个相信科技的物种主宰着。
仔细观察地中海以南的地区你就会发现，与欧洲的繁华景象相比，非洲北部这片干旱贫瘠的土地上几乎没有什么灯光。但是在这片大陆的东北角，有一片像圣诞树一样闪亮的地区，这里是尼罗河三角洲。在一个水资源极度匮乏的地区，人们聚到了这条世界上最长的河流的两岸生活。
这明确地表明了水对于地球生命的重要性。生命几乎存在于地球上从地下深处到高空云层中的每一个角落，然而迄今为止发现的每一种生命形式的生存都依赖于液态水。因此，天文学家在寻找宇宙中的其他生命时，自然而然地将水作为关注的重点。
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图 4-6 宜居带是恒星周围的一片非常狭小的区域，这里的温度允许液态水存在，其确切位置取决于恒星的温度
地球位于宜居带——这是恒星周围可能有液态水存在的一片非常狭小的区域。离太阳太近的话，高温会令液态水沸腾，离得太远又会结冰，因此宜居带对天文学家的吸引力就像金发碧眼的美女一样。它像是童话故事中的美食，既不太热也不太冷，温度刚刚好。天文学家现在正在其他恒星的宜居带中的行星上寻找外星生命存在的迹象。
但是，宜居带并不是唯一值得注意的地方。在我们的太阳系中，欧罗巴和恩克拉多斯这两颗卫星上都有可能存在液态水，而它们距离传统意义上的宜居带非常远，它们的热量来自木星和土星的潮汐作用。我们应对此也多加关注，而不是把对外星生命的探索局限于宜居带中。
红矮星宜居带
宜居带的位置取决于恒星的温度。对于温度最高的 O 型和 B 型恒星而言，行星需要保持更远的距离以防止液态水沸腾，而对于温度最低的 K 型和 M 型恒星——又被称为红矮星——而言，行星需要和它们簇拥在一起才能保持一定的温度从而保持液态水不至于结冰。
但是靠得太近也会带来问题，这会使得宜居带处于恒星潮汐锁定的范围内，这里的行星会像环绕着地球运行的月球一样，一直只有一面朝向恒星。这一面被恒星不断炙烤，而另一面则天寒地冻。另外，作为一颗恒星，红矮星也会发生强烈的耀斑爆发，并发出强烈的紫外线辐射，这都对生命的存活造成了巨大威胁。
红矮星占恒星总量的 75%，这意味着我们找到的大多数宜居带都属于上述风险很大的这一类。最近，天文学家用计算机模拟了位于这些宜居带中的行星的大气，而计算结果给我们带来了一丝希望。他们指出，风会将恒星的热量更加均匀地传播至行星各处，使这些行星上的生存环境不再那么极端。
凌星法
寻找其他恒星周围的行星——我们称之为系外行星——绝非易事。让我们换个角度来思考一下，如果有一个外星文明试图寻找太阳周围有没有适宜居住的行星，它们面临的是什么样的情况。太阳比地球大 100 万倍，并且会发出强烈的光，而地球自己是不会发光的，因此外星文明在观测太阳的同时几乎只能看得到离它最近的另一颗恒星。这颗行星位于半人马座，距离我们约 40 万亿千米（4.2 光年）。寻找系外行星就像是在一个巨大的闪闪发光的干草堆中寻找一根小小的黑色的针，而且由于距离非常遥远，有时你甚至连干草堆都不一定能看得见，更不用说堆中的这根针了。
这一难题促使天文学家发明了一些巧妙的方法来寻找这些无法被直接观测到的系外行星，凌星法就是其中最常用的方法之一。如果一颗系外行星正好从它的恒星和我们之间穿过——就像金星凌日那样——它就会遮住这颗恒星的一部分光芒，使其在短时间内变暗。
用这个看似简单的方法——行星有时会挡住恒星的光芒——我们可以了解到系外行星的大量信息。这颗行星越大，它挡住的光就越多，恒星在此期间也就越暗。而当我们观测到多次凌星发生的间隔相同时，这个间隔的时间就是这颗行星围绕恒星运行的周期。周期越长，它与恒星之间的距离也就越远，我们就能以此来判断它是否位于宜居带。
自 2009 年以来，NASA 发射的开普勒空间望远镜一直在数十万颗恒星之间来回搜寻，检测由凌星事件导致的恒星亮度下降。它彻底改变了我们对地球之外的世界的理解。迄今为止，它已经发现了超过 2 000 个系外行星，其中有一些正好位于宜居带内。
径向速度法
并不是所有的系外行星都能通过凌星法来寻找，因为如果它运行的轨道与其恒星和我们之间的连线没有交叉，我们就观测不到恒星的亮度变化。想象一下从太阳北极的方向俯瞰，在你的视野里，8 颗已知的太阳系行星没有任何一颗会遮挡到太阳。
然而，行星对恒星还会有另一种明显的影响。我们通常只考虑太阳对行星的引力作用，但是行星产生的引力同样也能拉动太阳，特别是木星和土星，太阳会在它们的引力作用下左摇右晃。在我们的观测中，恒星的晃动会使其发出的光产生变化，我们将这种变化称为多普勒效应。
在生活中，我们其实接触过声波的多普勒效应，一辆救护车向你迎面开来的时候警笛的声调和它离去的时候不一样。其原因是当救护车靠近观察者时声波会挤在一起，而当它远离时声波又伸展开来。光也是一种波，但它没有音调可以改变，它改变的是颜色。远离我们的光源会变得更红（红移），而靠近我们的光源则会变得更蓝（蓝移）。
在实际工作中我们是怎样运用多普勒原理的呢？天文学家先使用光谱仪得到某一颗恒星像条形码一样的吸收谱线，这同时也能帮助他们确定恒星的年龄。如果一颗系外行星在围绕其恒星公转的过程中使恒星在朝向我们的方向上前后摇晃，那么这颗恒星的吸收线也会不断地来回移动。
这种被称为径向速度法的方法的灵敏度非常高，可以检测到恒星速度变化的精度为每秒 1 米。想想看，这可是从几百万亿千米外检测出恒星以走路的速度发生的移动。
径向速度法还能用于计算系外行星的质量。行星越重，恒星摇晃的程度越大，其吸收线来回摆动的幅度也就越大。
微引力透镜法
根据爱因斯坦的广义相对论，大质量天体会令其周围的光线弯曲，1919 年爱丁顿通过对日食的观测证实了这一点。而当一个大质量天体经过一颗恒星时，它会像透镜一样放大遥远恒星的光，这就是所谓的「微引力透镜」。如果前景物体（透镜）是恒星这类单个天体，那么放大的过程将会很匀称，背景星的亮度将在几周内连续增强，随后在同样长的一段时间内再重新变暗。但是如果恒星的身边伴随着一颗行星的话，你就会在亮度增强的过程中发现有一小段突变。这是行星提供的「透镜」，原理类似于相机的镜头存在一些瑕疵一样。
微引力透镜法更适合于寻找远离恒星的行星，它是对凌星法和径向速度法的补充，这两种方法都更适用于寻找离恒星较近的行星，因为在这种情况下，行星会令恒星亮度的变化更明显，或是使其晃动的程度更大。
目前为止的收获
想象一下如果有一天，你拉开窗帘，正好赶上了今天的第二次日出。当你走出房门时，地上的影子并不是一个，而是两个。当夜幕降临时，一个太阳落下之后不久另一个太阳也随之一起落下。如果开普勒–16b 星球上有人居住的话，他们的生活就是这些看起来相当反常的场景。
这颗行星发现于 2011 年，它是被确认的第一颗围绕双星系统运行的行星。除了每天能见到两次日出、两次日落、两个影子之外，这两颗「太阳」每隔两三周就会相互掩食，可以说颇为壮观。
自从 1995 年发现第一颗系外行星之后，我们已经陆续发现了数千颗系外行星，开普勒–16b 正是其中之一。一开始，很多人认为我们能够发现很多太阳系这类行星系，然而随着发现的系外新星越来越多，我们只能相信这一事实：太阳系这类行星系实在是凤毛麟角。
首批被发现的系外行星中的一些被称为「热木星」——它们是木星这样的大型行星，但是距离恒星太近，公转速度极快，其表面温度高到足以熔化岩石。而另外一部分行星的温度波动很大，因为它们的公转轨道很扁。在 HD 80606b 行星走向「近日点」的过程中，其温度在 6 小时内即可从 800 K 飙升至 1 500 K。开普勒–11 星系中有 6 颗行星，其中有 5 颗离该恒星比水星离太阳的距离还要近。而巨蟹座的 55e 星甚至有可能拥有被钻石覆盖的表面，这些钻石产生于其高温高压的内部环境。
不过，最受关注的自然还是那些和地球最为相像的系外行星。2014 年，天文学家发现了开普勒–186f，这是在恒星宜居带中发现的第一颗和地球大小相似的行星，一年之后，他们又发现了开普勒–452b。2017 年，天文学家宣布在恒星 TRAPPIST–1 的周围环绕着 7 颗行星，其中 3 颗位于宜居带内。甚至在比邻星周围都有一颗可能适宜我们居住的行星，这可是除了太阳之外离我们最近的恒星。
但是，「可能适宜居住」这个说法有很大的水分。天文学家们真正想说的是，如果行星具有和地球相同的大气成分，才有可能在适宜的温度下出现液态水。所以，他们接下来的工作就是测量系外行星的大气成分，以此确认它们是否真的有液态水。
超级地球
我们的太阳系中既有小型的岩质行星，也有巨大的气态行星，但是这两种行星之间没有过渡（不过第九颗行星也许就是「过渡」）。而在探索系外行星的过程中，我们最大的惊喜就是发现了一类新的行星：超级地球。
它们也是岩质行星，但是质量比地球大好几倍，因此它们的引力也比地球大很多。而这是否有利于生命的诞生目前还没有定论。
那里的大地都很平坦，山不会像地球上的山这么高。地球表面大约是 70% 的水和 30% 的陆地，但超级地球可能是一个真正的水世界，只有一小部分陆地高于海平面，或者所有的陆地都被海水淹没。并且，超级地球作为比地球更大的行星意味着它拥有更热、更大的核心，从而产生更强的磁场，而这将为行星提供更强大的保护，防止太阳活动及宇宙射线对可能存在的生命产生危害。
更强的引力意味着行星能吸引更多的气体，从而形成更厚的大气层。这对于天文学家来说可谓福音，因为这种大气层的成分更容易探明。
探究大气特征
现在，你所呼吸的空气中有 21% 是氧气。即使是无所事事地坐着，你每天也要消耗 550 升氧气。在你的一生中，你将消耗超过 1 600 万升（也就是 22 吨）氧气。
但问题是，空气中本不应有这么多氧气的。这是一种非常活泼的气体，它可以迅速地与大气中的其他元素结合，产生新的化合物。我们之所以能有足够的氧气用于呼吸，是因为植被、树木以及海洋中的微生物这些其他的生命形式通过光合作用产生了足够的氧气，补上了消耗的缺口。
因此，氧气可以被视为一种生物特征气体——如果观测到哪颗行星有大量氧气的话，那里就有可能存在生命。天文学家非常希望能在一些位于宜居带内和与地球体积相当的系外行星的大气中找到氧气，但这并不容易。
好消息是，对于大气成分的探究已经着手在一些更大的系外行星上进行。特别是那些热木星，它们的大气层因极高的温度而膨胀。而在 2017 年，天文学家甚至测量了超级地球 GJ 1132b 的大气成分——它的体积仅比地球大 40%。能够测量与地球体积相当的系外行星的大气层望远镜目前正在建设中，不久后就将投入使用。
天文学家们将采用用于探究恒星成分的方式来探究系外行星的大气：光谱学。当一颗系外行星运行到它的恒星前面的时候，一些星光将穿过它的大气层，并最终传播到我们的望远镜中。由于大气中的某些化学物质会吸收特定波段的光，所以我们根据最终得到的吸收线就能知道其大气中含有哪些成分。除了氧气和水之外，我们也在寻找其他潜在生物特征气体的迹象，例如甲烷。
系外卫星
我们最关注的是系外行星，这当然是合乎逻辑的第一步，因为我们所知的生命全都起源于行星，然而科幻作家们长期以来一直都在考虑生命是否会存在于环绕行星运行的卫星上。在电影《阿凡达》中，故事发生在潘多拉星球上，那就是一个郁郁葱葱的岩质卫星，围绕着气态行星波吕斐摩斯运行。在电影《星球大战》中，恩多的森林卫星就是伊沃克人的故乡。在剧集《神秘博士》中，主人公博士曾考虑过退休后到波什星遗失的卫星上生活，那儿以游泳池而闻名。
即使一颗恒星的宜居带中没有岩质行星，它周围也仍有可能存在能够形成生命的地方。如果把木星拖入太阳的宜居带中，那么它的一些大小堪比行星的卫星上的条件可能会就变得很舒适。可是，寻找系外行星本身就已经是一项极为艰巨的任务了，寻找系外卫星更是远远超出了我们的能力范围。
但这并没有阻挡纽约哥伦比亚大学的戴维·基平（David Kipping）团队探索的步伐。来自卫星的引力会周期性加快和减慢行星围绕恒星运行的速度，而这会使得凌星到来的时间比没有卫星存在的情况下或早或晚 5 分钟。找到这些线索是一项非常精细的工作，也是开普勒空间望远镜所能达到的极限。一台普通的家用电脑可能需要进行超过 50 年的计算才能完成对一颗行星数据的检查。
尽管如此，在 2017 年的夏天，天文学界还是因为一条有关开普勒–1625b 可能拥有一颗系外卫星的传言而沸腾。似乎有一颗海王星大小的卫星被一颗木星大小的行星潮汐锁定了。在本书写作的过程中，基平团队已申请使用哈勃空间望远镜，希望能够进行更近一些的观测来确认这一历史性的发现。
[1] 此处的太阳质量用作衡量恒星或星系等大型天体质量的单位，后文中还有这样的用法。——译者注
[2] 根据海森堡不确定性原理，宇宙中会在瞬间凭空产生一对正反虚粒子，然后瞬间消失，以符合能量守恒。——译者注