cosmology / knowledge base
宇宙学知识库
大爆炸、宇宙微波背景、暗物质与暗能量、引力波天文学、恒星核合成、系外行星探测——宇宙学的深度专题文章
多信使天文学
多信使天文学
多信使天文学（Multimessenger Astronomy）是利用来自同一宇宙事件的多种"信使"——电磁波（从射电到伽马射线）、引力波、高能中微子和宇宙射线——联合进行观测和分析的天文学新范式。 传统天文学完全依赖光（电磁辐射）。20 世纪末，中微子（1987 年，超新星 SN 1987A 的中…
伽马射线暴
伽马射线暴（Gamma-Ray Burst，GRB）是宇宙中已知最剧烈的电磁辐射事件——持续时间从数毫秒到数小时，峰值亮度可比整个可见宇宙中所有星系的星光加起来还亮。一个典型的 GRB 在几秒内释放的能量，约等于太阳在其整个 $100$ 亿年寿命中辐射能量的总和（约 $10^{51}$–$10^{5…
快速射电暴
快速射电暴（Fast Radio Burst，FRB）是一种来自遥远宇宙的射电脉冲：它只持续约几毫秒，却在这一瞬间释放出相当于太阳几天乃至几十年总辐射的能量。从 2007 年第一例被翻出，到今天每天都有新事件被探测到，FRB 在不到二十年里从"会不会是仪器故障"的疑云，变成了宇宙学和极端天体物理最炙…
快速射电暴FRB
快速射电暴（Fast Radio Burst，FRB）是持续时间约 $0.1$–$100$ 毫秒的强烈宇宙射电脉冲，能量约 $10^{38}$–$10^{46}$ erg，等效亮度比太阳高约 $10^{30}$ 倍。自 2007 年首个 FRB 被发现以来，它们神秘的来源和极端的物理性质让整个射电天…
事件视界望远镜
事件视界望远镜（Event Horizon Telescope，EHT）是一个全球毫米波射电望远镜阵列，通过甚长基线干涉测量（Very Long Baseline Interferometry，VLBI）技术，将分布在地球各大洲的多台射电望远镜联网，形成一台等效口径约等于地球直径（约 $12000$…
双中子星并合与千新星
2017 年 8 月 17 日是天文学史上最重要的日子之一。这一天，人类第一次同时接收到来自同一天体事件的引力波、伽马射线、紫外/可见/红外光和X 射线/射电波——共五个电磁波段的信号，加上引力波，共六种"信使"。这个事件就是 GW170817，来自约 $130$ 百万光年（$40$ Mpc）外的一…
引力波探测器LIGO与LISA
引力波（gravitational waves）是质量加速运动时激发的时空曲率涟漪，以光速传播。爱因斯坦 1916 年在广义相对论发表一年后即预言了引力波的存在，但预测其振幅极小——即使是宇宙中最剧烈的碰撞，在地球处产生的空间应变（strain）也仅约 $h \sim 10^{-21}$，相当于在 …
引力波天文学
2015 年 9 月 14 日协调世界时 09:50:45，相隔 3000 公里的两台 LIGO 探测器先后捕捉到一段仅约 0.2 秒、频率从约 35 Hz 飙升到 250 Hz 的颤动——像一声短促的"啁啾"。它来自约 13 亿光年外两个黑洞（约 36 和 29 倍太阳质量）的并合，并合瞬间约 3…
宇宙射线
宇宙射线（cosmic rays）是来自宇宙空间的高能带电粒子流，包括质子（约 $90\%$）、氦核（约 $9\%$）、重核（约 $1\%$）和少量电子、反质子。其能量范围跨越约 $14$ 个数量级——从 $10^9$ eV（GeV）到最高记录的约 $3 \times 10^{20}$ eV（$30…
宇宙射线
每时每刻，都有来自宇宙深处的高能带电粒子撞向地球大气层——这就是宇宙射线（cosmic rays）。它们绝大多数是质子和原子核，能量横跨十几个数量级。其中能量最高的那些粒子，单个所携带的能量比人类最强的粒子加速器（大型强子对撞机 LHC）还高出上千万倍，是已知宇宙中最猛烈的粒子。一个多世纪过去，它们…
kilonova与r过程核合成
地球上所有比铁重的元素——银、金、铂、铀、钍，以及稀土元素（镧系）——都无法在恒星内部的正常核聚变中产生。它们需要极端的中子密度环境，在秒级时间内完成数十次中子俘获反应，这就是快中子俘获过程（rapid neutron capture process，r 过程）。r 过程在哪里发生？这是核天体物理学…
NANOGrav与纳赫兹引力波背景
NANOGrav（North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves，北美纳赫兹引力波天文台）是美国和加拿大天文学家利用 Arecibo 射电望远镜（2020 年前）和绿岸望远镜（GBT）长期监测毫秒脉冲星计时的合作计划，自 20…
核天体物理学
恒星物理
白矮星
白矮星（white dwarf）是中低质量恒星（初始质量 $\lesssim 8\,M\odot$）演化的最终产物。当 red-giants-agb|AGB 恒星失去外层形成行星状星云后，遗留的碳氧核——质量约 $0.5$–$1.4\,M\odot$，半径约等于地球半径（$\sim 7{,}000$…
大质量恒星演化
质量超过约 $8\,M\odot$ 的恒星走的是一条与太阳截然不同的道路。它们的核心温度高、核燃烧快，主序寿命仅有几百万到几千万年（相比太阳的 $\sim 10$ Gyr）。更重要的是，它们在死亡时不会变成白矮星，而是以核心坍缩超新星的方式剧烈爆炸，留下中子星或黑洞。这些恒星是宇宙中绝大多数重元素（…
核心坍缩超新星
核心坍缩超新星（core-collapse supernova）是宇宙中已知最剧烈的能量释放事件之一。当大质量恒星（初始质量 $\gtrsim 8\,M\odot$）耗尽所有核燃料、核心在毫秒量级内坍缩后，会释放约 $10^{46}$ J 的能量——这相当于太阳在其整个main-sequence-s…
赫罗图
赫罗图（Hertzsprung-Russell diagram，HR diagram）是天体物理学中最重要的图表之一，横轴表示恒星的表面温度（或等效参数：光谱型、色指数），纵轴表示光度（或绝对星等）。将已知参数的大量恒星标注在这张图上，你会发现它们并非随机分布，而是聚集在几条明确的带状区域，揭示了恒…
恒星结构与流体静力平衡
一颗恒星为什么不会在自身引力下坍缩，也不会因内部压力而爆炸？答案在于流体静力平衡（hydrostatic equilibrium）——一种引力向内拉与压力向外推之间精确而脆弱的平衡。理解这一平衡是现代恒星物理学的基石。它告诉我们：恒星不是一团燃烧的气体，而是一台精密调节的热核机器，其内部结构遵循可以…
恒星金属丰度与化学演化
大爆炸只留下了氢（约 $75\%$）、氦（约 $25\%$）以及极少量的氘和锂-7。宇宙中所有更重的元素——从碳到铀——都是在随后几十亿年的恒星演化和超新星爆炸中合成的。追踪这些元素如何积累、扩散、被再次收纳进新一代恒星，是宇宙化学演化（Galactic Chemical Evolution, GC…
恒星形成
恒星不是凭空出现的，而是从星际空间密度极低的星际介质与分子云|分子云（molecular cloud）中，历经数十万至数百万年的引力坍缩、加热和核点火，逐渐演化而来。理解恒星形成不仅是恒星物理的基础，也是理解星系演化、行星系统起源乃至生命起源的前提。milky-way-structure|银河系每年…
红超巨星与蓝超巨星
大质量恒星在离开主序后，主要表现为两种形态：膨胀冷却的红超巨星（Red Supergiant, RSG）和炽热致密的蓝超巨星（Blue Supergiant, BSG）。这两类恒星在赫罗图上占据截然不同的位置，却来自相似的初始质量范围，代表了大质量恒星演化中不同的"策略"。 理解这两类天体，不仅是恒…
红巨星与渐近巨星支
当一颗像太阳这样的中低质量恒星耗尽核心的氢燃料后，它不会悄无声息地熄灭，而是经历一场戏剧性的膨胀，变成一颗体积是原来数百倍的红巨星（red giant）。太阳未来约 $50$ 亿年后将膨胀到近乎吞没地球轨道的尺度（Sackmann et al. 1993，The Astrophysical Jour…
双星系统
宇宙中大多数恒星并非孤独旅行，而是成对（甚至三体、四体）地绕共同质心旋转。根据对太阳附近恒星的统计，约 $50\%$ 的类太阳恒星和约 $70\%$ 以上的 O/B 型大质量恒星存在于双星或多星系统中（Sana et al. 2012，Science，337，444；Raghavan et al. …
双星演化与质量转移
银河系中约有 $40\%$–$70\%$ 的类太阳恒星处于双星或多星系统中（Raghavan et al. 2010，ApJS，190，1）；对于大质量 O 型星，这一比例超过 $70\%$（Sana et al. 2012，Science，337，444）。因此，大多数恒星并非孤立演化，而是与伴星…
沃尔夫-拉叶星
1867 年，法国天文学家夏尔·沃尔夫（Charles Wolf）和乔治·拉叶（Georges Rayet）在巴黎天文台用分光镜观测天鹅座方向的三颗恒星时，发现了一种前所未见的宽发射谱线光谱——与当时已知的任何恒星都不同。这三颗星（WR 134、135、137）标志着一类极端天体的发现，后来以他们的…
星族I与星族II恒星
1944 年，德裔美国天文学家沃尔特·巴德（Walter Baade）在二战期间利用洛杉矶灯火管制带来的黑暗夜空，用威尔逊山 100 英寸望远镜将仙女星系（M31）的核球分解为单个恒星，并注意到核球中的恒星与旋臂中的恒星在颜色和亮度上存在系统差异。他提出将恒星分为两族：旋臂中的年轻蓝星为星族I（Po…
造父变星与变星
造父变星（Cepheid variable stars，或 Cepheids）是一类以周期性脉动为特征的超巨星，其光度随时间规律性起伏，周期从约 $1$ 天到约 $100$ 天不等。它们的重要性远超一颗闪烁的星星：1908年，亨利埃塔·勒维特（Henrietta Swan Leavitt）发现造父变…
主序星
在hertzsprung-russell-diagram|赫罗图（Hertzsprung-Russell diagram）上，约 $90\%$ 的恒星聚集在一条从左上角（高温高光度）延伸到右下角（低温低光度）的对角带上，这条带被称为主序（main sequence）。处于主序阶段的恒星称为主序星，它…
Ia型超新星
Ia 型超新星（Type Ia supernova, SN Ia）是宇宙中已知最壮观的热核爆炸之一，峰值光度约 $10^{36}$ W（约 $5 \times 10^{9}$ 倍太阳光度，峰值绝对星等约 $-19.3$），足以短暂与整个星系媲美。与core-collapse-supernovae|核…
太空探索
空间望远镜：把宇宙变成时间机器
空间望远镜不是把地面望远镜搬到天上。它改变了宇宙学的证据结构。在地面，我们穿过大气看宇宙。大气会吸收紫外线和大部分红外线，会产生湍流，也会让微弱天体的光被天空背景淹没。在太空，望远镜不再隔着这层晃动的空气海洋。它能稳定地收集从早期宇宙、遥远星系、系外行星大气和恒星诞生区传来的光。 这让宇宙学从理论推…
月球到火星架构
许多人把 Artemis 理解成「阿波罗重演」。这个理解太浅。阿波罗的目标是证明人类能到达月球。Artemis 与 Moon to Mars 架构的目标，是把月球变成深空探索的训练场：在那里验证生命保障、能源、通信、着陆、地表作业和返回能力，再把这些能力迁移到火星任务。这不是单次壮举，而是一套可重复…
太阳系
彗星
彗星（comets）是太阳系早期形成的冰质小天体，由挥发性物质（水冰、CO、CO₂、甲烷、氨等）与岩石和尘埃混合组成，直径通常在几百米到数十千米之间。当彗星接近太阳时，表面冰升华形成彗发（气体和尘埃包层）和壮观的彗尾，可以肉眼可见，延伸数百万千米。这使它们成为人类历史上最早系统记录的天象之一——中国…
火神星：同一种方法，两种结局
1846 年 9 月 23 日晚，柏林天文台的加勒把望远镜对准勒维耶用笔算出来的天区，一小时内找到了海王星。这是牛顿力学最辉煌的一刻：天王星轨道的异常被归因于一颗未知行星，而那颗行星就在预言的位置上。 十三年后，勒维耶用完全相同的方法处理另一个异常：水星近日点的进动比牛顿理论预言的多出一点点。他推断…
柯伊伯带与奥尔特云
太阳系并不在海王星（30 AU）处就结束了——其实海王星轨道之外还有一个广袤的区域，充满着冰质小天体，这是太阳系形成时遗留的"原始物质冷库"。柯伊伯带（Kuiper Belt）延伸至约 30–50 AU，包含数十万个直径超过 100 km 的冰质天体；奥尔特云（Oort Cloud）则是一个推测中的…
类地行星
类地行星（terrestrial planets）是太阳系内侧轨道上的四颗固态行星：水星、金星、地球和火星。它们共同的特征是：以硅酸盐岩石和金属（主要是铁、镍）构成，有固态表面，密度高（3.9–5.5 g/cm³），体积和质量相对较小。与外侧的气态巨行星和冰巨行星相比，类地行星质量轻至少 10 倍，…
气态巨行星
太阳系外侧的四颗大行星——木星、土星、天王星、海王星——统称为外行星（outer planets）或巨行星（giant planets）。其中木星和土星以氢和氦为主，称为气态巨行星（gas giants）；天王星和海王星内部有大量水、氨和甲烷等冰质物，称为冰巨行星（ice giants）。这四颗行星…
太阳的结构与活动
太阳是距地球最近的恒星（距离约 1 天文单位，即 $1.496 \times 10^{11}$ m），也是太阳系中唯一进行核聚变的天体，提供了地球上几乎所有的能量来源。太阳的质量约 $M\odot = 1.989 \times 10^{30}$ kg，约占太阳系总质量的 99.86%；半径约 $R\…
小行星带
小行星带（asteroid belt）是位于火星（1.52 AU）和木星（5.2 AU）轨道之间的环状区域，约在 2.2–3.2 AU 处集中分布着数百万个岩质天体（小行星）。尽管常被科幻作品描绘为密集的石块丛林，实际上小行星带的绝大部分空间是空旷的：太阳系曾发射的多艘探测器（旅行者号、先驱者号、伽…
行星卫星系统
太阳系中已知的天然卫星超过 290 颗（截至 2024 年），分布在各大行星（地球、火星、木星、土星、天王星、海王星）和多颗矮行星的轨道上。木星拥有最多的卫星（已知 95 颗，Sheppard et al. 2023），土星次之（已知 146 颗，Scott Sheppard 团队 2023 年发现…
天体生物学
费米悖论
1950 年夏，物理学家恩里科·费米（Enrico Fermi）在洛斯阿拉莫斯国家实验室与同事共进午餐时，对话转向飞碟报道和智慧外星人的可能性，费米突然问道："那他们都在哪里？"（"Where is everybody?"）这句话触碰了一个深刻的宇宙困惑，后来被命名为费米悖论（Fermi Parad…
海洋世界：太阳系内寻找生命的第二条路线
寻找地外生命不一定要先飞到系外行星。太阳系内部就有一类目标，正在改变天体生物学的地图。它们不是像地球一样有蓝色海面和厚重大气的行星。它们是冰封卫星。表面是冰，下面可能有液态水海洋。这类天体被称为海洋世界。最重要的代表包括木星的欧罗巴和土星的土卫二。 直觉上，远离太阳的卫星应该冰冷死寂。但太阳不是唯一…
生物标志物
生物标志物（biosignature）是可以被远程观测到的、暗示生命存在的任何物质、信号或现象。由于我们短期内无法直接到达系外行星，生物标志物的探测几乎全部依赖大气光谱学——分析行星穿越恒星时透过大气的星光（透射光谱），或行星表面和大气的反射/发射光（直接成像光谱）。 这一领域面临的核心挑战：几乎每…
系外行星大气探测
系外行星大气探测是当代天文学最前沿的领域之一，也是天体生物学的核心技术手段。只有通过大气光谱，我们才能了解系外行星的温度、化学组成、云层结构，并寻找潜在的生物标志物信号。詹姆斯·韦布空间望远镜（JWST）的成功运行（2022 年正式开始科学观测）标志着系外行星大气研究进入全新纪元——它的灵敏度和波长…
宜居带
宜居带（habitable zone，HZ）是恒星周围允许行星表面液态水长期稳定存在的轨道范围，也称"金凤花区间"（Goldilocks zone）——温度不太热、不太冷，"恰到好处"。液态水是地球生命的通用溶剂和生化反应介质，被视为生命存在的必要条件，因此宜居带成为搜寻地外生命最重要的初步筛选标准…
宜居世界天文台：把生命问题变成光谱问题
「宇宙中是否有其他生命」曾长期属于哲学和神学。现代天体生物学正在把它变成一个观测问题。Habitable Worlds Observatory，简称 HWO，是 NASA 正在规划的未来旗舰级空间望远镜概念。它的核心目标不是简单发现更多系外行星。它要尝试直接成像附近恒星宜居带中的类地行星，并通过光谱…
天体物理学
系外行星
超级地球与迷你海王星
在太阳系的8颗行星中，质量从地球（1 $M\oplus$）直接跳跃到海王星（17 $M\oplus$），中间存在一个约1.5–10倍地球质量的"空白地带"，没有任何行星。然而，开普勒空间望远镜自2009年以来的统计表明，这一质量和半径范围恰恰是宇宙中最常见的行星类型：超过约50%的类日恒星拥有轨道周…
凌星法
凌星法（transit method，又称凌星光度测量法）是目前发现系外行星最高效的方法，通过精密测量恒星亮度随时间的变化，探测行星从恒星圆面前方经过时造成的周期性亮度下降来推断行星的存在和大小。 该方法的逻辑简洁而优雅：一颗行星挡住宿主恒星一小部分光线，精度足够的光度计就能探测到这个"凹陷"。开普…
热木星
热木星（hot Jupiter）是一类轨道周期短于10天（通常2–5天）、质量与木星相当（约0.3–13 $MJ$）的气态巨行星，距离宿主恒星仅约0.015–0.05天文单位（AU）——比水星距太阳（0.39 AU）还要近一个数量级。如此近距离下，其表面温度通常超过1000 K，最热者（如KELT-…
视向速度法
视向速度法（radial velocity method，又称多普勒测速法）是最早成功探测系外行星的方法，也是目前唯一能在不依赖凌星的情况下直接测量行星质量的常规手段。其原理基于牛顿力学中最基本的事实：一颗行星并非绕静止恒星运转，而是行星与恒星共同绕系统质量中心（重心）运动。当恒星随行星拉拽而摇摆时…
微引力透镜法
微引力透镜法（gravitational microlensing）是利用爱因斯坦广义相对论预言的引力透镜效应来探测系外行星的方法。当前景天体（透镜星，带有可能的行星）恰好经过背景恒星（源星）和地球观测者的连线附近时，其引力将背景星的光线弯折、汇聚，造成背景星临时显著增亮。若透镜星带有行星，行星的引…
系外行星宜居性
宜居性（habitability）是天文生物学的核心概念，描述某个天体环境是否具备支持生命存在的基本条件。目前地球是唯一已知的生命存在案例，因此"宜居性"的定义不可避免地以地球生命为参照：液态水在行星表面长期稳定存在，被视为最基本的宜居指标。这一保守但可操作的定义催生了"宜居带"（habitable…
直接成像法
直接成像法（direct imaging）是直接拍摄系外行星自身发出或反射的光来探测和研究它们的方法。相比凌星法和视向速度法的间接推断，直接成像提供了行星最直观的"视觉证明"，并可获取行星的光谱，直接探测大气化学成分。 然而，直接成像面临天文学中最极端的动态范围挑战：一颗类木星与其宿主恒星的亮度之比…
SETI地外文明搜寻
SETI（Search for Extraterrestrial Intelligence，搜寻地外智慧文明）是通过天文学手段探测宇宙中其他文明存在的系统性科学努力。自1960年弗兰克·德雷克（Frank Drake）进行第一次射电搜寻实验以来，SETI已发展为跨越射电天文、光学天文、信号处理和天体…
系外行星科学
星际介质
超新星遗迹
超新星遗迹（supernova remnant, SNR）是恒星在超新星爆发后遗留在星际介质中的膨胀气体壳层结构。一次典型的核心坍缩超新星释放约10⁵¹ 尔格（约10⁴⁴ 焦耳）的动能——相当于太阳未来100亿年全部辐射能量的100倍——以数千至数万千米每秒的速度向外扩张，将周围星际介质加热、压缩，…
褐矮星
褐矮星（brown dwarf）是质量介于最小恒星与最大行星之间的亚恒星天体，质量范围约为木星质量的13倍至80倍（$13\text{--}80\, MJ$，即约0.012–0.076 M☉）。与真正的恒星不同，褐矮星的质量不足以在核心维持持续的氢聚变（pp链），因此没有稳定的核能源，只能依靠引力收…
球状星团
球状星团（globular cluster, GC）是由数万至数百万颗恒星在引力束缚下紧密聚集而成的球形恒星系统，典型半径约10–100光年，中心密度高达普通星际介质的数百万倍。银河系已知球状星团约160个，大多数分布在银晕（galactic halo）中，围绕银河系中心做椭圆轨道运动，轨道周期数亿…
疏散星团
疏散星团（open cluster，也称银河星团）是由数十至数千颗恒星因共同起源于同一分子云而形成的松散引力束缚系统。与球状星团相比，疏散星团年龄更短（通常数百万至数十亿年，很少超过90亿年）、数量更多（银河系已知超过3000个，估计总数超过10万个）、成员星密度更低，主要分布在银盘（galacti…
星际介质与分子云
恒星与恒星之间的空间并非空无一物。充斥于星系盘中的气体与尘埃——统称星际介质（interstellar medium, ISM）——既是恒星死亡后的产物，也是新恒星诞生的摇篮。银河系的星际介质总质量约为太阳质量的10亿倍（约10⁹ M☉），但体积如此之大，以至于平均密度不过每立方厘米一个氢原子——比…
行星状星云
行星状星云（planetary nebula, PN）是中低质量恒星（约0.8–8 M☉）在生命末期抛出外层包层后，被核心高温白矮星的紫外辐射照亮而形成的发光气体壳层。"行星状"这一名称来源于18世纪威廉·赫歇尔的视觉错误——通过早期望远镜，这些圆形发光体与天王星颇为相似。它们与行星没有任何关系。 …
星系天文学
矮星系
矮星系（dwarf galaxies）是宇宙中数量最多的星系类型，但也是最难探测的。它们的恒星质量在约 $10^3$–$10^9 M\odot$ 之间（相比之下，银河系约 $5 \times 10^{10} M\odot$），往往由暗物质主导，是研究星系形成最小尺度极限的理想实验室。 矮星系的重要性…
暗物质晕与星系旋转曲线
"宇宙中大多数质量是不可见的"——这是 20 世纪天文学最重大的发现之一。暗物质与暗能量|暗物质不与电磁力耦合（因此不发光、不反射光，对光学、X 射线、射电观测均"透明"），但通过引力效应无处不在地影响着宇宙的结构。今天我们知道，暗物质约占宇宙总能量密度的 27%，远超普通重子物质的 5%（Plan…
哈勃星系形态序列
1926年，埃德温·哈勃（Edwin Hubble）在其论文《河外星云的超星系系统》中，提出了第一个被广泛接受的星系形态分类系统，后被称为哈勃序列或哈勃调音叉图（Hubble tuning-fork diagram）。这一分类将肉眼可辨的星系外观特征系统化，从球状的椭圆星系到扁平的旋涡星系，再到形态…
恒星流与星系晕
恒星流（stellar stream）是被主星系潮汐力从卫星星系或球状星团中剥离出来的恒星，沿着原天体的轨道在宿主星系的引力势阱中散布形成的细长弧形结构。星系晕（galactic halo）则是围绕盘状星系的延展球形或扁球形星族，包含极古老、贫金属的晕族恒星（halo stars）和球状星团，延伸至…
活动星系核与类星体
在大多数星系中，中心的supermassive-black-holes|超大质量黑洞处于"休眠"状态，几乎不吸积物质，宛如沉睡的巨兽。但当黑洞从周围吸积大量气体时，吸积盘的引力势能转化为辐射，其光度可以超过整个宿主星系（含数千亿颗恒星）几千倍乃至数万倍——这就是活动星系核（Active Galact…
活动星系核与类星体
一个普通星系的全部光，来自它包含的上千亿颗恒星。但有一类星系，其中心一个比太阳系还小的区域，发出的光却能盖过整个星系上千亿颗恒星的总和——这就是活动星系核（Active Galactic Nucleus，AGN）。当这种核亮到能在数十亿光年外被看见、外表像一颗"恒星"时，它被称为类星体（quasar…
赛弗特星系
赛弗特星系（Seyfert galaxies）是最常见的活动星系核（AGN）类型，因美国天文学家卡尔·赛弗特（Carl Seyfert）于1943年在论文《有亮核的旋涡星系》中首次系统描述而得名（Seyfert 1943，ApJ 97，28）。赛弗特星系的外观是一个正常的旋涡星系（或偶为椭圆星系），…
椭圆星系
椭圆星系（elliptical galaxies）是宇宙中质量最大的一类星系，外形为椭球形，几乎没有明显的内部结构（无旋臂、无尘埃带），由古老的红色恒星主导，恒星形成活动极其微弱或已停止。椭圆星系构成了哈勃形态序列（Hubble Sequence）的一端，分类代号为 E0（近球形）到 E7（扁椭球形…
蝎虎座BL天体
蝎虎座 BL 天体（BL Lacertae objects，简称 BL Lac 天体）是活动星系核（AGN）中最极端的成员之一，属于耀变体（blazar）大类。它们的能量主要由一条相对论性喷流（jet）主导，且该喷流方向几乎正对观测者——这种"正面朝向"使喷流的相对论性增亮（relativistic…
星暴星系
星暴星系（starburst galaxy）是指正在经历远超"正常"状态的高强度恒星形成的星系。在一个典型的旋涡星系中，恒星形成率（SFR）约为每年 1–5 $M\odot$（银河系约 $1.65 \pm 0.19\ M\odot\ \mathrm{yr}^{-1}$，Licquia & Newma…
星系光度函数
人们直觉上常以为，宇宙里的星系大体差不多亮，多数挤在某个"平均值"附近。事实正相反。星系的亮度跨越极大的范围：从一个矮椭球星系（仅约 $10^6\ L\odot$）到中央亮椭圆星系（超过 $10^{12}\ L\odot$），相差六个数量级。而且，暗弱星系的数目远远多于明亮星系——只是它们太暗，早期…
星系合并与相互作用
在宇宙等级结构形成的框架下，星系不是孤立演化的岛宇宙，而是持续通过引力相互作用和并合不断成长的动态实体。星系合并（galaxy merger）是宇宙演化中最剧烈的物理事件之一：两个或多个星系在引力约束下相互靠近，经历多次近距离飞越，最终合并为一个更大的系统。这一过程在宇宙时间尺度上塑造了星系的质量、…
星系团与超星系团
星系团（galaxy cluster）是宇宙中已知最大的引力束缚系统，由数十至数千个成员星系、弥漫的热气体（星系际介质，ICM）和大量暗物质组成，总质量在 $10^{14}$–$10^{15} M\odot$ 之间，直径 5–20 兆秒差距（Mpc）。而超星系团（supercluster）将多个星系…
星系形成与演化
宇宙中究竟有多少星系？每一个星系都是一座"宇宙城市"——由数十亿至数万亿颗恒星、气体、尘埃以及一个不可见的暗物质晕组成。这些城市如何从大爆炸后均匀的气体中诞生？又如何演化成今天形形色色的形态？这是现代天体物理学最核心的问题之一。 星系形成的第一步不是恒星的点燃，而是暗物质的聚集。大爆炸后约数亿年，宇…
旋涡星系
旋涡星系（spiral galaxies）是宇宙中最具视觉辨识度的星系类型，也是恒星形成最活跃的宇宙现场。银河系、仙女星系（M31）、三角座星系（M33）都是旋涡星系。在本地宇宙中，约 60% 的亮星系具有旋涡或棒旋结构（Delgado-Serrano et al. 2010，基于 GOODS 巡天…
银河系结构
银河系（Milky Way）是太阳系所在的棒旋星系，直径约 100,000–120,000 光年，包含约 1,000–4,000 亿颗恒星（精确数字仍有争议，主要受限于暗物质晕中暗弱恒星的统计），以及大量气体、尘埃和暗物质。从侧面看，银河系是一个扁平的碟状结构，中心有一个明显的核球；从顶部看，可见四…
宇宙学
黑洞
黑洞是广义相对论预言的最极端天体——其引力强大到任何物质和辐射，包括光，都无法从事件视界内逃脱。从 1916 年史瓦西的理论解，到 2019 年人类第一张黑洞照片，黑洞已从数学抽象转变为可观测的天体物理实体。2020 年诺贝尔物理学奖授予了彭罗斯（黑洞的理论基础）以及根策尔和盖兹（银河系中心超大质量…
宇宙暴胀
很多人把"暴胀"当成"大爆炸理论|大爆炸"的同义词，以为暴胀就是宇宙最初那声"砰"。这并不准确。 暴胀不是大爆炸，而是大爆炸极早期的一个短暂阶段——大约在宇宙诞生后 $10^{-36}$ 到 $10^{-32}$ 秒之间。它发生在我们通常说的"热大爆炸"（炽热致密、随后冷却膨胀的标准图景）之前：暴胀…
宇宙大尺度结构
在百万光年以上的尺度上，宇宙并非均匀的海洋，而是呈现出由纤维状结构、巨大空洞和节点组成的宇宙网（cosmic web）。这一壮观的大尺度结构是宇宙138亿年演化的产物——从大爆炸后几乎均匀的微小密度涨落，经过暗物质引力的持续放大，最终形成了今天观测到的复杂宇宙网络。理解宇宙大尺度结构是现代宇宙学的核…
宇宙学观测
标准烛光与Ia型超新星测距
1998年，两个独立的观测团队——超新星宇宙学项目（Supernova Cosmology Project，Perlmutter 等）和高红移超新星搜索组（High-z Supernova Search Team，Schmidt 和 Riess 等）——几乎同时宣布，通过测量高红移（$z \sim …
大尺度结构形成
今天的宇宙在大尺度上（$\gtrsim$ 几百 Mpc）呈现出令人惊叹的泡沫状网格结构——宇宙网与纤维状结构|宇宙网（cosmic web）：巨大的空洞（voids）被由星系构成的纤维（filaments）和墙（sheets）分隔，纤维的交叉节点处是密度最高的galaxy-clusters|星系团（…
大型巡天：SDSS与DESI
宇宙学大型光谱巡天通过系统性地测量数百万至数十亿个星系的红移，将三维宇宙大尺度结构（星系的空间分布）转化为精确的宇宙学约束。斯隆数字巡天（SDSS，2000年至今）是第一个真正意义上的"大数据"星系巡天，而暗能量光谱仪（DESI，2021年至今）则将这一规模扩大了约 10 倍，旨在以前所未有的精度测…
多波段天文学
多波段天文学（Multi-wavelength Astronomy）的核心理念是：宇宙中几乎没有任何天体只在单一波长下发光——不同的物理过程（热辐射、同步辐射、逆康普顿散射、谱线辐射、尘埃再辐射……）在不同的电磁波段产生不同的信号。因此，只有综合利用从射电、微波、红外、可见光、紫外、X射线到伽马射线…
光学望远镜
光学望远镜是人类使用最悠久、应用最广泛的天文观测工具，通过收集和聚焦可见光（波长约 380–700 nm）来研究天体。自 1609 年伽利略将望远镜指向天空至今，光学望远镜的口径从数厘米增长到 10 米以上，集光面积提升超过百万倍，推动了天文学数次革命性转变。 望远镜最核心的功能是集光——口径 $D…
哈勃空间望远镜
哈勃空间望远镜（HST）是 NASA 与 ESA 合作运行的轨道天文台，1990 年 4 月 24 日由发现号航天飞机送入近地轨道（高度约 547 km），至今已连续工作超过 34 年，发表科学论文超过 20000 篇。哈勃以 2.4 m 口径的主镜工作于紫外、可见光和近红外波段（115–2500 …
红外天文学
红外天文学探测波长约 0.75 μm 至 1000 μm（即近红外 NIR、中红外 MIR 和远红外/亚毫米 FIR）的宇宙辐射。红外光子能量低，可以穿透可见光无法穿透的星际尘埃，使天文学家能够直接观测到被尘埃遮蔽的恒星形成区、星系核心和高红移宇宙。此外，温度低至数十至数百开尔文的冷天体（行星、棕矮…
红移巡天与宇宙三维制图
红移巡天（redshift survey）是通过系统性地测量大量星系的光谱红移，将二维天球投影上的星系点集转换为三维空间中的星系分布图的天文观测项目。自1970年代起，一系列规模不断扩大的红移巡天逐步揭示了宇宙大尺度结构的真实面貌——从最初几百个星系、几十 Mpc 的局域宇宙，到今天数千万个星系、横…
莱曼α森林
莱曼 $\alpha$ 森林（Lyman-alpha forest，Ly$\alpha$ forest）是类星体（QSO）光谱中莱曼 $\alpha$ 发射线蓝端（短波方向）密密麻麻的吸收线系统，由视线方向上不同距离处的中性氢（HI）云吸收类星体背景光形成。每一条吸收线对应一团位于红移 $z{abs…
弱引力透镜与宇宙剪切
弱引力透镜（weak gravitational lensing）是宇宙中大尺度物质分布（主要是暗物质）对背景星系图像形状产生的微弱但统计上可测量的扭曲效应。与强引力透镜（产生明显的弧、多像等）不同，弱引力透镜对单个星系的形状改变只有约 1%–3%，远小于星系本身的内禀椭率（约 20%–30%），只…
射电望远镜
射电望远镜探测宇宙中波长约 1 mm 到 10 m（频率约 30 MHz–300 GHz）的射电辐射。这一波段对地球大气几乎透明，使天文学家得以不分昼夜、不受云层遮挡地观测宇宙。射电天文学诞生于 1932 年（Karl Jansky 发现银河系射电辐射），此后揭示了脉冲星、类星体、宇宙微波背景和快速…
甚长基线干涉测量
甚长基线干涉测量（Very Long Baseline Interferometry，VLBI）是一种将分布在地球各地（乃至地球轨道上）的射电天线联合起来，形成等效口径等于天线间距的超大型干涉仪的技术。VLBI 的角分辨率可达微角秒（$\mu$as）量级，是目前人类能够实现的最高天文分辨率——远超任…
时域天文学
时域天文学（Time-Domain Astronomy，TDA）研究天体亮度、位置或谱线随时间发生显著变化的天文现象，核心关注"暂现源"（transients）和"变源"（variables）。长期以来天文学以"静态宇宙"图像为主——一张深场图像展示的是数十亿年光子积累的平均状态；时域天文学则关注那…
苏尼亚耶夫-泽尔多维奇效应
宇宙微波背景（CMB）是大爆炸留下的、充满整个空间的微波辐射，温度极其均匀（约 2.725 K）。这片"古老的光"在飞向我们的 138 亿年里，会被途中的物质轻微改写——其中一种改写方式，就是苏尼亚耶夫-泽尔多维奇效应（Sunyaev-Zeldovich effect，简称 SZ 效应）。 它的物理…
天体测量与盖亚卫星
天体测量学（Astrometry）是天文学中专门精确测量天体位置、运动和视差的学科，是构建宇宙距离阶梯的第一台阶。盖亚卫星（Gaia）是 ESA 于 2013 年 12 月发射的天体测量旗舰任务，在日地 L2 点运行，目标是对超过 10 亿颗恒星进行精度达微角秒级别的位置、视差和自行测量，建立迄今最…
天文光谱学方法
天文光谱学通过将天体发出的光分解为不同波长（即获取光谱），来测量天体的化学组成、温度、密度、速度、磁场强度和距离等几乎所有物理量。如果说望远镜是天文学的"眼睛"，光谱仪就是天文学的"大脑"。从 1814 年夫琅和费发现太阳光谱中的暗线，到今天用多目标光谱仪同时测量数千个星系的红移，光谱学贯穿了现代天…
星系际介质
星系际介质（Intergalactic Medium，IGM）是填充星系之间广大空间的弥漫气体和辐射场。虽然密度极低（平均重子数密度约 $\bar{n}b \sim 10^{-7}$ cm$^{-3}$，比地球大气低约25个数量级），IGM 却包含了宇宙中绝大部分（约 80%–90%）的重子物质——…
引力透镜
光在引力场中弯曲——这一预言由爱因斯坦的广义相对论作出，并在1919年日食观测中得到首次证实。时至今日，引力透镜已从相对论的验证工具演变为宇宙学最强大的探针之一：它让我们直接"看到"不可见的暗物质与暗能量|暗物质分布，测量宇宙的膨胀历史，并将早期宇宙的遥远星系放大到可以研究的程度。 质量弯曲时空，光…
宇宙距离阶梯
宇宙距离阶梯（cosmic distance ladder）是天文学家测量从地球邻域到可观测宇宙边缘的距离所使用的一套分层方法体系。没有任何单一方法可以直接测量全部尺度上的宇宙距离——每种方法都有其适用范围，较远的方法建立在较近方法的校准之上，形成逐级延伸的"阶梯"。 距离阶梯不仅是测量工具，更是宇…
詹姆斯·韦伯空间望远镜
詹姆斯·韦伯空间望远镜（JWST）是 NASA、ESA 和 CSA 联合研制的旗舰级红外空间天文台，2021 年 12 月 25 日搭乘阿丽亚娜 5 号火箭发射，运行在日地系统第二拉格朗日点（L2），距地球约 150 万千米。JWST 配备 6.5 m 口径分段主镜（18 块镀金铍镜面），工作波长从…
中微子探测器
中微子是宇宙中数量最多的有质量粒子之一（仅次于光子），宇宙大爆炸残留的背景中微子密度约为每立方厘米 336 个，但它们极弱的相互作用使其几乎可以无阻地穿越任何物质——一束穿越地球的中微子，只有约 1/10¹² 会在地球内部发生相互作用。正因如此，中微子携带的信息极为纯净：它们不会被磁场偏转，也不会被…
重子声学振荡
在宇宙大爆炸后约38万年，一道声波被"冻结"进了宇宙的物质分布中。这道声波的特征波长——约147 Mpc（约4.79亿光年）——至今仍清晰地印刻在星系的大尺度分布上，成为宇宙学最可靠的"标准尺"（standard ruler）之一。通过在不同红移处测量这把尺子的角尺寸和径向延展，天文学家可以重建宇宙…
自适应光学
自适应光学（Adaptive Optics，AO）是一种实时测量并校正大气湍流导致的光学波前畸变的技术，使地面大口径望远镜能够在接近衍射极限的分辨率下工作。没有 AO，大气 seeing 将地面望远镜的实际分辨率限制在约 $0.5''$–$2''$；借助 AO，VLT 或 Keck 在近红外可以达到…
X射线天文学
X射线天文学探测波长约 0.01–10 nm（能量 0.1–100 keV）的宇宙辐射，专门研究宇宙中温度极高（$10^6$–$10^9 \, \text{K}$）或能量过程极端的天体环境。地球大气对 X射线完全不透明，因此 X射线天文学必须在大气层之上进行——这一领域随 1962 年里卡尔多·贾科…
宇宙学基础
暗能量与状态方程
1998 年，两个独立的超新星观测团队（Perlmutter 等和 Riess 等）发现宇宙膨胀正在加速——这完全出乎意料，因为引力的吸引作用应该减缓膨胀。为了解释这种加速，物理学家引入了"暗能量"（dark energy）的概念：一种充满宇宙、产生负压强、驱动加速膨胀的神秘能量成分。 今天，暗能量…
暗物质候选粒子：WIMP 与轴子
宇宙中约 27% 的能量密度（Planck 2018：$\Omegac h^2 = 0.1200 \pm 0.0012$）由暗物质构成。暗物质不与电磁力耦合，不发光，但其引力效应在星系旋转曲线、引力透镜、CMB 功率谱和宇宙大尺度结构|大尺度结构中都有明确观测。 然而，暗物质的粒子本质至今未知。在众…
暗物质与暗能量
我们能看见的一切——恒星、行星、星云、你自己——加起来只占宇宙的约 5%。剩下的 95% 是两种我们叫不出名字的东西：暗物质和暗能量。根据 Planck 2018 数据，暗能量占宇宙总能量密度的 68.3%，暗物质占 26.8%，而我们熟悉的普通物质（重子）仅占 4.9%（Planck Collab…
奥伯斯佯谬与黑暗的夜空
夜空是黑的。这件事如此寻常，以至于几乎没人觉得它需要解释。但仔细想想，它其实是一个关于整个宇宙的深刻线索——夜空为什么是黑的，其实告诉了我们宇宙不是永恒不变、无限古老的。这个看似幼稚的问题，被称为奥伯斯佯谬（Olbers' paradox），以 19 世纪德国天文学家海因里希·奥伯斯（Heinric…
暴胀模型比较
宇宙暴胀（Cosmic Inflation）假说认为，在大爆炸后约 $10^{-36}$-$10^{-32}$ 秒的极早期，宇宙经历了一段指数级加速膨胀，体积增大了至少 $e^{60}$ 倍（"60 e-folding"）。暴胀解决了标准大爆炸理论的三大问题（视界问题、平坦性问题、磁单极子问题），并…
大爆炸理论
1929 年，埃德温·哈勃（Edwin Hubble）用威尔逊山 100 英寸望远镜定出星系距离，配上斯里弗（Vesto Slipher）此前测得的光谱红移，把 24 个星系画成一张图，露出一条规律：星系越远，红移越大，退行得越快。把这条规律倒着播放——星系彼此飞离意味着过去它们更近——一切物质最终…
第一代恒星 Population III
Population III 恒星（简称 Pop III）是宇宙中第一批形成的恒星，诞生于大爆炸后约 1-2 亿年的宇宙黎明时期。它们由大爆炸核合成产生的原初气体构成——几乎纯粹的氢和氦，不含任何比氦更重的元素（天文学上称为"金属"）。Pop III 恒星是宇宙历史的关键转折点：它们是第一批在宇宙中…
丢失的重子问题
提起宇宙里"找不到的东西"，大多数人想到暗物质和暗能量。但还有一个鲜为人知的失踪案，主角恰恰是我们最熟悉的普通物质——构成恒星、行星、你和我的质子与中子，宇宙学里统称重子（baryons）。 谜题是这样的：理论能精确算出宇宙里应该有多少重子，但我们用望远镜实际"数"出来的，少了将近一半。这不是暗物质…
复合时期与最后散射面
当你用射电望远镜对准天空任意方向，最远能"看"到的那一层，是一道距今约 138 亿年、温度约 3000 K 的炽热雾墙——在它之前，宇宙对光不透明，光寸步难行。这道墙就是宇宙复合留下的最后散射面。 宇宙诞生约 38 万年后，温度冷却至约 3000 K，自由电子与质子结合形成中性氢原子——这一过程称为…
共动距离与宇宙学红移
遥远星系 GN-z11 的红移 $z \approx 10.6$（JWST 2023 确认值）。问"它离我们多远"，答案却不止一个：光从它走到我们花了约 134 亿年（光行距离），但发出这束光的物质如今已被膨胀带到约 320 亿光年之外（共动距离），而当年它真正发光时，离我们只有约 28 亿光年（角…
哈勃张力
宇宙在膨胀，膨胀的当前速率由一个数字描述——哈勃常数（Hubble constant，记作 H₀），单位是 km/s/Mpc，意思是每相距 100 万秒差距（约 326 万光年），星系彼此远离的速度增加多少。它几乎决定了宇宙的年龄、大小和能量成分。 问题在于：用两种都极其精密、彼此独立的方法去测这个…
临界密度与宇宙几何
把整个宇宙的全部物质和能量——恒星、星系、暗物质、暗能量——平摊到每一立方米空间里，得到的平均密度约为 $9 \times 10^{-30}$ 克/立方厘米，相当于每立方米空间里只有约 5 个氢原子。这个数字比地球实验室能造出的"最好真空"还低约 12 个数量级，却恰好卡在一个临界值附近：正是这个密…
太初核合成
宇宙最重要的"炼金"，发生在它诞生后第 1 秒到第 20 分钟之间——比一壶水烧开的时间还短。在那短短不到 20 分钟里，温度从约 100 亿度跌到几亿度，自由质子和中子赶在窗口关闭前聚变成最初的原子核：氘、氦-3、氦-4 和微量锂-7。窗口一关，造核就此停止。今天你呼吸的空气、构成恒星的物质里，每…
稳恒态宇宙：输得最体面的理论
1949 年，弗雷德·霍伊尔在 BBC 广播里谈到一种他不接受的宇宙模型——所有物质在过去某一刻从一次爆发中产生。他用了"big bang"这个词。 这个词流传下来，成了那个理论的正式名称。而提出它的人属于对立阵营，且直到 2001 年去世都没有改变立场。
物质-反物质不对称与重子生成
你、地球、太阳、所有星系——一切都由物质构成，几乎找不到反物质的踪影。这听起来理所当然，却隐藏着粒子物理与宇宙学最深的未解之谜之一。 问题在于：根据我们最成功的理论，宇宙极早期的高温中，物质与反物质应当是成对产生、成对湮灭的，数量精确相等。一个粒子配一个反粒子，相遇便湮灭为光子。如果当初物质和反物质…
宇宙的年龄测定
宇宙的年龄是宇宙学最基本的参数之一。目前的最佳估计值来自 Planck 卫星对 CMB 的精确测量，结合 $\Lambda$CDM 标准宇宙学模型： $$t0 = 13.787 \pm 0.020 \text{ Gyr（十亿年）}$$
宇宙的热历史
宇宙大爆炸后，从极端高温的等离子体状态膨胀冷却，经历了一系列物理相变——每次相变都标志着宇宙基本结构的一次跃变。追踪这一历程，我们从粒子物理的基础尺度（$10^{-43}$ 秒）一路走到今天（$138$ 亿年），这是人类目前能够构建的最宏大的物理叙事。重要的是：宇宙热历史并非纯粹的推测。从大爆炸核合…
宇宙黑暗时代
有一段奇异的插曲：在宇宙诞生后约 1000 万到 1700 万年间（红移 $z \approx 137$-$100$），宇宙微波背景的温度恰好降到 0–100 ℃ 之间——整个宇宙就像泡在一锅温水里，原则上任何地方都可以有液态水（Loeb 2014 称之为"宇宙宜居纪元"）。可即便如此，四下依旧漆黑…
宇宙静止参考系与本动速度
爱因斯坦的相对论有一条核心信条：不存在绝对静止的参考系，所有匀速运动的观察者都是平权的，没有谁有资格说"我才是真正静止的"。这一点至今没有被推翻。 可是宇宙学里却有一个看似矛盾的事实：存在一个特殊的、可以被实验确定的参考系——宇宙微波背景（CMB）的静止参考系。在这个参考系里，CMB 朝四面八方看起…
宇宙网与纤维状结构
1986 年，瓦莱丽·德拉帕朗（Valérie de Lapparent）、玛格丽特·盖勒（Margaret Geller）和约翰·赫克拉（John Huchra）把 CfA 巡天约 1100 个星系的红移画成一张穿过后发座星系团的二维切片图，结果震动了天文学界：星系并非随机散布，而是勾勒出一个后来…
宇宙微波背景辐射
很多人以为宇宙微波背景（Cosmic Microwave Background，CMB）是"大爆炸那一瞬间发出的光"。这并不准确。CMB 不是大爆炸的火光，而是宇宙第一次变得透明时留下的光。在宇宙诞生后的最初约 38 万年里，宇宙太热，氢原子无法稳定存在——电子与质子是分离的自由粒子。光子在这片由带…
宇宙学常数问题
把量子场论老老实实算到底，真空里每立方厘米空间应当藏着约 $10^{93}$ 克的能量。可 1998 年两个超新星团队从加速膨胀里"称出"的真空能，只有约 $6\times10^{-30}$ 克每立方厘米。两个数字相差约 120 个数量级——也就是 1 后面跟 120 个零。这是物理学中已知最大的理…
宇宙学简史：从地心说到大爆炸
人类对宇宙结构的理解经历了数次彻底的范式革命。从把地球放在宇宙中心，到认识到太阳不过是银河系边缘的一颗普通恒星；从把宇宙视为永恒静止的存在，到发现它正在加速膨胀并有一个有限的开始——每一次概念重构都需要一代人的观测积累和理论突破，同时也需要克服深刻的心理和文化阻力。 宇宙学的历史不是一部线性的"真理…
宇宙学原理与可观测宇宙
很多人以为"可观测宇宙"就是"整个宇宙"——我们能看多远，宇宙就有多大。这是一个根本性的误解。 可观测宇宙只是以我们为中心、光自大爆炸以来有足够时间到达我们的那一部分。它有一个明确的边界（粒子视界），但这个边界完全不是宇宙本身的边界——它只是"信息还来不及传到我们这里"的分界线。在这个球面之外，几乎…
宇宙再电离
2001 年，天文学家用斯隆数字巡天（SDSS）发现了一颗红移 $z = 6.28$ 的活动星系核与类星体|类星体。它的光谱在莱曼-α 波长以蓝的一侧出现一段几乎全黑的"缺口"——本该明亮的连续谱被吸收得一干二净。这道古恩-彼得森黑槽（Gunn-Peterson trough）是一个信号：在那个红移…
原初引力波与 B 模式偏振
原初引力波（Primordial Gravitational Waves）是宇宙暴胀时期量子涨落产生的时空度规张量扰动。与密度涨落（标量扰动）不同，原初引力波是纯张量性质的，其唯一可观测特征是在宇宙微波背景（CMB）偏振中留下的B 模式（旋度模式）偏振图案。探测原初引力波的 B 模式是现代宇宙学最重…
宇宙学前沿
21cm 宇宙学与再电离
宇宙微波背景（CMB）让我们看到了大爆炸后约 $38$ 万年的"宇宙婴儿照"。再往后到第一批星系点亮（红移 $z\sim 6$，约大爆炸后十亿年），有一段长达数亿年的时期几乎没有任何光学或 CMB 信号可看——这就是宇宙黑暗时代（Dark Ages）及紧随其后的宇宙黎明（Cosmic Dawn）与再…
暗物质间接探测
如果暗物质粒子（如 WIMP）是它自己的反粒子，或者暗物质与反暗物质在宇宙中共存，那么当两个暗物质粒子相遇时，它们会发生湮灭，产生标准模型粒子——伽马射线、正电子、反质子、中微子，以及各种次级粒子。在暗物质密度较高的区域（银河系中心、矮球状星系、星系团），这种湮灭产生的粒子流应当比普通天体物理来源更…
暗物质直接探测实验
宇宙中约 $27\%$ 的能量密度以暗物质的形式存在——它有引力效应，但不发光、不吸光。然而，我们至今不知道暗物质是什么粒子。几十年来，最流行的候选者是弱相互作用大质量粒子（Weakly Interacting Massive Particle, WIMP），质量约为 $1$–$10^4$ GeV，…
标准汽笛与引力波宇宙学
测量宇宙有多大、膨胀有多快，最大的难题始终是距离。星星不会自报"我离你多远"，天文学家只能层层搭建"宇宙距离阶梯"，每一级都引入新的校准误差（见宇宙距离阶梯条目）。这套阶梯虽精巧，却脆弱——一级出错，全盘皆错。 引力波带来了一种全新的、绕开整座阶梯的测距方式。从两个致密天体（黑洞或中子星）并合的引力…
第一代恒星与宇宙黎明
在大爆炸之后约38万年，宇宙经历了再结合，变成中性气体的海洋——光子自由传播，但宇宙中尚无任何恒星，尚无任何光源。这段时期被称为宇宙黑暗时代（Cosmic Dark Ages）。大约在大爆炸后1亿至几亿年，引力将气体聚集到第一批暗物质晕中，宇宙中诞生了第一批恒星——第三星族（Population I…
多重宇宙假说
"多重宇宙"是科幻的常客，但它在物理学里不是一个理论，而是好几个互不相同的想法共用了一个名字。 平行的"另一个你"、量子分裂的世界、暴胀吹出的无数泡泡、所有数学结构都真实存在——这些是出发点完全不同的假说，被笼统地叫作"多重宇宙"。把它们混为一谈，是理解这个话题最大的障碍。
修改引力理论MOND
1983 年，以色列物理学家莫迪凯·米尔格若姆（Mordehai Milgrom）提出了一个大胆的假设：也许我们不需要看不见的暗物质来解释星系旋转曲线——也许，在极低加速度的情况下，牛顿引力定律本身就需要修正。这就是修正牛顿动力学（Modified Newtonian Dynamics, MOND）…
宇宙的最终命运
把当前主流模型外推到极远的未来，时间表大致是这样的：约 1000 亿年后，加速膨胀会把本星系群以外的所有星系推出我们的视界，夜空将只剩下并合成一团的"银河系-仙女座"；约 100 万亿年（$10^{14}$ 年）后，最后一批恒星燃尽，宇宙陷入黑暗；若质子会衰变（尚未观测到，下限约 $10^{34}$…
宇宙学中微子背景
宇宙大爆炸留下了两种遗迹辐射：被精确观测的宇宙微波背景（CMB，光子），和至今尚未被直接探测到的宇宙中微子背景（Cosmic Neutrino Background, C$\nu$B）。C$\nu$B 在宇宙诞生后约 $1$ 秒时形成，那时中微子从热等离子体中退耦，此后自由流动至今。今天，宇宙中每立…
原初黑洞
大多数我们谈论的黑洞是恒星死亡的产物——质量大于约 $3\,M\odot$ 的致密残骸。然而，理论物理学家在 20 世纪 70 年代就提出，宇宙早期的剧烈密度涨落可能直接将物质压缩形成黑洞，无需经过恒星演化。这类黑洞被称为原初黑洞（Primordial Black Holes, PBH）。原初黑洞的…
S8 结构增长张力
哈勃张力（见相关条目）问的是"宇宙膨胀多快"，而它有一个不那么出名、却同样耐人寻味的"表亲"，问的是"宇宙结块多紧"——这就是 S8 张力（也叫 σ8 张力或结构增长张力）。宇宙诞生时物质分布近乎均匀，引力在 138 亿年里把微小的密度涨落放大成星系、星系团、宇宙网。物质"团块化"的程度，可以用参数…
致密天体
致密天体物理学
超大质量黑洞
宇宙中几乎每个大型星系的中心都藏着一个超大质量黑洞（Supermassive Black Hole, SMBH），质量从约 $10^6\,M\odot$（百万倍太阳质量）到约 $10^{10}\,M\odot$（百亿倍太阳质量）。史瓦西半径 $Rs = 2GM/c^2$ 随质量线性增长：$10^6\…
潮汐瓦解事件
潮汐瓦解事件（Tidal Disruption Event，TDE）是当一颗恒星飞近超大质量黑洞时，被黑洞极端的潮汐力撕碎的过程。这不是神话故事里的"吞噬"——恒星并非整体落入黑洞，而是在距离黑洞约数十至数百天文单位处，被潮汐力拉伸成一条长长的"恒星面条"，约一半物质逃逸，另一半回落形成临时吸积盘，…
磁星
磁星（magnetar）是一类特殊的中子星，拥有宇宙中已知最强的磁场——表面磁场约 $10^{14}$–$10^{15}$ 高斯（Gauss），比地球磁场强约 $10^{15}$ 倍，比普通中子星强约 $10^3$–$10^4$ 倍，比医用核磁共振仪（约 $3$ 万高斯）强约 $10^{10}$ 倍…
磁星耀发
磁星耀发（magnetar flares）是来自磁星（磁场约 $10^{14}$–$10^{15}$ G 的特殊中子星）的突发高能爆发，能量从约 $10^{37}$ erg（普通耀发）到约 $10^{46}$–$10^{47}$ erg（巨型耀发）不等。巨型耀发在数秒内释放的能量，约等于太阳数千年的…
黑洞吸积盘与相对论喷流
吸积（accretion）是宇宙中最重要的能量转化机制之一：物质在引力作用下落向致密天体（黑洞、中子星、白矮星），将引力势能转化为辐射能量。黑洞吸积的效率约为 $6$–$42\%$（取决于黑洞自旋），远高于核聚变（约 $0.7\%$）和化学反应（约 $10^{-9}\%$）。如果物质不能直接径向落入…
黑洞自旋测量
根据广义相对论，一个完全由质量和角动量描述的孤立黑洞是克尔黑洞（Kerr black hole）。其无量纲自旋参数定义为： $$a^ = \frac{Jc}{GM^2}$$
恒星级黑洞
恒星级黑洞（stellar-mass black holes）是大质量恒星核心坍缩后，当残骸质量超过中子简并压力所能支撑的最大质量（奥本海默-沃尔科夫极限，约 $2$–$3\,M\odot$）时形成的黑洞。其质量范围约从 $3\,M\odot$ 到约 $100\,M\odot$，是自然界中质量最小的…
脉冲星计时阵列
毫秒脉冲星（millisecond pulsar，MSP）是自然界最稳定的时钟之一：它们自转周期介于 $1$ 到 $30$ 毫秒，长期稳定性与原子钟相当，甚至在某些时间尺度上超越原子钟。脉冲星计时阵列（Pulsar Timing Array，PTA）利用数十颗分布在银河系各方向的毫秒脉冲星，将整个银…
中子星内部与状态方程
中子星是已知宇宙中密度最高的稳定天体。一颗典型中子星质量约为 $1.4\,M\odot$（太阳质量），半径约 $10$–$13$ km，中心密度可达核饱和密度 $\rho0 \approx 2.8 \times 10^{14}\,\text{g/cm}^3$ 的 $2$–$8$ 倍。这种密度下，物质…
中子星与脉冲星
中子星是大质量恒星核心坍缩超新星爆发后留下的致密残骸，是宇宙中已知最致密的天体之一（仅次于black-holes|黑洞）。一颗典型的中子星质量约1.4倍太阳质量，但半径仅约12公里，密度达到原子核级别（约10¹⁴ g/cm³）。中子星的物理条件极端到地球上无法复现——强磁场、高密度、强引力——使其成…
X射线双星
X射线双星（X-ray binary，XRB）是宇宙中研究中子星和黑洞物理最重要的天然实验室。它们是双星系统，由一颗致密天体（中子星或黑洞）和一颗正常伴星组成，伴星向致密天体转移物质，吸积过程释放的引力能量以 X 射线的形式辐射出来，亮度可达 $10^{37}$–$10^{39}$ erg/s，是太…