第8章 膨胀的宇宙(1)[第1页/共4页]
以是人们预言,星系的红移应与分开我们的间隔成反比,这恰是哈勃发明的。固然他的模型获得了胜利并预言了哈勃的观察,但是直到1935年,为了呼应哈勃的宇宙均匀收缩的发明,美国物理学家霍瓦德・罗伯逊和英国数学家阿瑟・瓦尔克发明了近似的模型后,弗里德曼的事情才在西方被遍及晓得。
1924年,我们当代的宇宙图象才被奠定。那一年,美国天文学家埃德温・哈勃证了然,我们的星系不是唯一的星系。究竟上,还存在其他很多星系,在它们之间是庞大的空虚的太空。为了证明这些,他必须肯定这些星系的间隔。这些星系是如此之悠远,不像邻近的恒星那样,它们确切显得是牢固不动的。以是哈勃被迫用直接的手腕去测量这些间隔。因为恒星的视亮度取决于两个身分:它辐射出来多少光(它的光度)以及它离我们多远。对于近处的恒星,我们能够测量其视亮度和间隔,如许我们能够算出它的光度。相反,如果我们晓得其他星系中恒星的光度,我们可用测量它们的视亮度来算出它们的间隔。哈勃重视到,当某些范例的恒星近到足以被我们测量时,它们有不异的光度;以是他提出,如果我们在其他星系找出如许的恒星,我们能够假定它们有一样的光度――如许便可计算出阿谁星系的间隔。如果我们能对同一星系中的很多恒星如许做,并且计算成果老是给出不异的间隔,则我们就会相本地信赖本身的估计。
这意味着能够从恒星的光谱得知它的温度。)别的,我们发明,某些非常特定的色彩在恒星光谱里丧失,这些落空的色彩可依分歧的恒星而异。因为我们晓得,每一化学元素接收非常奇特的色彩族系,将它们和恒星光谱中落空的色彩比拟较,我们便能够精确地肯定恒星大气中存在哪种元素。
1929年哈勃颁发的成果更令人惊奇:乃至星系红移的大小也不是随机的,而是和星系分开我们的间隔成反比。或换句话讲,星系越远,它分开我们活动得越快!这表白宇宙不能像人们本来所想像的那样处于静态,而实际上是在收缩;分歧星系之间的间隔一向在增加着。
1965年,美国新泽西州贝尔电话尝试室的两位美国物理学家阿诺・彭齐亚斯和罗伯特・威尔逊正在检测一个非常活络的微波探测器。(微波正如光波,但是它的波长约莫为1厘米。)他们的探测器收到了比料想的还要大的噪声。彭齐亚斯和威尔逊为此而忧愁,这噪声不像是从任何特别的方向来的。起首他们在探测器上发明了鸟粪并查抄了其他能够的毛病,但很快就解除了这些能够性。他们晓得,当探测器倾斜地指向天空时,从大气层里来的任何噪声都应当比本来垂直指向时更强,因为从靠近地平线方向领受比起直接重新顶方向领受,光芒要穿过量很多的大气。但是,不管探测器朝甚么方向,这分外的噪声都是一样的,以是它必然是从大气层以外来的。并且,它在白日、夜晚、整年都是一样,固然地球环绕着本身的轴自转或环绕太阳公转。这表白,这辐射必须来自太阳系以外,乃至星系以外,不然,本地球的活动使探测器指向分歧方向时,噪声就会窜改。
在哈勃证了然其他星系存在以后的几年里,他花时候为它们的间隔编目以及察看它们的光谱。当时候大部分人都觉得,这些星系完整随机活动,以是预感会发明和红移光谱一样多的蓝移光谱。是以,当他发明大部分星系是红移的:几近统统都阔别我们而去时,确切令人非常惊奇!