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《宇宙学》作者：阿西莫夫【完结】 >
宇宙学.txt
随着质量的增加，引力强度也增加；达到1．4倍太阳质量时，电
子排斥力变得不足以克服白矮星的收缩力，白矮星将坍缩成更小
更致密的星体，而使亚原子粒子实际上相互接触。这种星体必须
等待利用可见光以外的辐射来探测宇宙的新方法发明之后，才能
探测出来。
观察宇宙的窗口
人类获取知识的最有力的武器，是他们的理解能力和推动这
种理解能力不断发展的强烈的好奇心。有才智的人不断地发明出
新的仪器，打开了我们的肉体感官所无法达到的境界。
望远镜
最著名的例子就是，1609年望远镜发明以后，新的知识大量
涌现。从实质上来说，望远镜只是一只特别大的眼睛。设在美国
加利福尼亚州帕洛马山上的望远镜，口径有5．08米（200英寸），
聚光面积为20多平方米（31000平方英寸），与人眼的6毫米左右
（1/4英寸）的瞳孔形成了鲜明的对照。 这架望远镜的聚光能力
可以把我们肉眼所能看到的星光亮度增强大约100万倍。它于1948
年首次启用，是当今美国使用的最大的一架；但在1976年，苏联
开始使用安置在高加索山上的一架口径为6米（236.2英寸）的望
远镜进行观测。
苏联的这架望远镜可说是这种望远镜的极限了，但实际上工
作并不理想。然而除了单纯地增加望远镜的口径外，还有其他改
进的方法。在20世纪50年代，图雷发明了一种电子显像管，可以
把望远镜收集到的弱光加以放大。将几个较小的望远镜统一使用，
跟单独使用一个比其中任何成员都大的望远镜，所得到的影像是
一样的。因此，美国和前苏联都在计划建造远远超过5米与6米口
径的望远镜集合体。此外，如果将一架大望远镜安放在环绕地球
的轨道上，便能够在没有大气干扰的情况下观测天空，因此它会
比安放在地球上的任何望远镜都看得清晰，这个计划也在进行中。
（译注：1990年4月25日， 美国发现号航天飞机成功地将哈勃望
远镜送入距地球600多公里（380英里）的轨道上。这架望远镜长
13.1米，宽4.27米，使用寿命为15年。）
望远镜对于人类的贡献不仅仅是放大与增强光线而已。1666
年，牛顿发现光可分解成各种彩色的光谱后，使望远镜朝着不单
是一个光线收集器的方向迈出了第一步。牛顿让太阳光束经过一
个棱镜后，发现太阳光束展宽成一条由红、橙、黄、绿、蓝、紫
等色组成的带，而且每一种颜色都逐渐过渡到下一种颜色（图2－
6）。 （当然，人们对这种现象是很熟悉的，因为它经常以彩虹
的形式出现。彩虹是太阳透过水滴时水滴产生棱镜效应而形成的。）
牛顿所证明的是太阳光，或者说白光，是多种特定的辐射（
现在被认为是不同波长的波）的混合物。这些辐射在我们的眼睛
看来就是众多不同的颜色。棱镜之所以能够把颜色分开，是因为
当光由空气进入玻璃或由玻璃进入空气时，会产生弯曲；也就是
折射；各种波长折射的程度不同；波长越短折射就越大；因此，
波长短的紫光折射最大，而波长长的红光折射最小。
此外，这个现象还解释了早期望远镜的一个重大缺陷，即被
观测物体的四周有模糊的色环。这是光线经过透镜时由色散形成
的光谱。
只要使用透镜，就排除不了这种缺陷，牛顿对此深感失望。
因此，他设计并制造了反射望远镜，用抛物面代替透镜来放大影
像。由于所有波长的光都会产生相同的反射，因此在反射时不会
形成光谱，也主没有色环（色差）出现了。
到了1757年，英国光学家多朗德利用两种不同的玻璃组合成
透镜，一种玻璃可以抵消另一种玻璃形成光谱的倾向。这样就可
以制成消色差（无色）透镜了。使用了这种透镜后，折射望远镜
再度受到欢迎。1897年叶凯士天文台建造了一架透镜直径为1.02
米（40英寸）的最大折射望远镜。此后没有再造出更大的折射望
远镜来，将来也不可能造出来，因为更大的透镜吸收的光线太多，
会将其优良的放大率抵消。因此，今天的巨型望远镜都属于反射
望远镜，因为反射镜面很少吸收光线。
分光镜
1814，德国的光学家夫琅和费比牛顿更进了一步。他让光束
通一个狭缝，然后再用棱镜折射。这样得到的光谱实际上就是由
各种波长组成的光的一系列狭缝的像。狭缝的像非常多，它们汇
集在一起就成了光谱。夫琅和费的棱镜非常好，产生的狭缝像清
晰得能够看出有些狭缝像没有出现。如果在太阳光中缺少某些特
定的波长，则在那一波长便没有狭缝像形成，因而在太阳的光谱
中就会出现一条暗线。
夫琅和费将他发现的暗线位置全部标出来，共有700多条。
从此这些暗线被称做夫琅和费谱线。1842年，法国物理学家A.E.
贝克勒耳首次拍摄到太阳的光谱线。这种照相术极大地促进了对
光谱的研究，而且随着现代精密仪器的使用，在太阳的光谱中已
经发现了3万多条暗线，并测定了它们的波长。
19世纪50年代，一些科学家曾经设想，这些线代表了太阳上
的各种元素。暗线表示在有关波长时光线被某种元素所吸收；明
线则表示元素的特征辐射。大约在1859年，德国的化学家本生与
克希霍夫研究出了用这种方式来识别各种元素的一套方法。他们
把各种物质加热，使之发出白炽光，再将它们发出的光展宽成光
谱，根据背景上的标度测定出谱线的位置（在这种情况下，是在
黑暗背景上出现的明亮的发射线），然后把每一条谱线都同某种
元素匹配起来。他们的分光镜很快就被用来发现新的元素，方法
是辨认与已知元素不一致的新谱线，在不到两年的时间里，本生
与克希霍夫便利用这种方法发现了铯和铷。
此外，分光镜还被用来研究太阳光和星光，很快在化学及其
他方面就获得大量的新资料。1862年，瑞典天文学家埃斯特朗在
太阳的光谱中发现了氢元素的谱线特征，从而证实太阳含有氢。
虽然在恒星上也能探测到氢，但是，总的说来，由于恒星的
化学成分不同（其他性质也是如此），它们的光谱也各不相同。
事实上，恒星可以按照它们的谱线图的一般性质来分类。1867年，
意大利天文学家塞奇，在4000颗恒星光谱的基础上，第一次将恒
星分类。到19世纪90年代，美国的天文学家E.C.皮克林对几万张
恒星光谱进行了研究，在A.J.坎农和A.C.莫里的大力支持下，使
光谱分类更加细致。
最初，光谱分类是用大写字母按照英文字母的顺序排列的，
但是后来知道的恒星越来越多，因而有必要改变这种次序，对光
谱型进行逻辑排列。如果字母以恒星温度递减的次序来排列，则
为O，B，A，F，G，K，M，R，N和S十类；而每一类又可以再细分
为1～10十个次型，例如，太阳是一个中等温度的恒星， 光谱型
为G-0，半人马座α星是G-2型， 温度比较高的南河三是F-5型，
而温度相当高的天狼星则是A-0型。
正如分光镜在地球上能够找到新元素一样，分光镜在天空中
也能找到新元素。1868年，法国天文学家让桑在印度观测日全食
时，发现了一条和过去任何已知元素的光谱都不符合的光谱线。
后来英国天文学家洛基尔证实，那条光谱代表的是一种新元素，
并将这种新元素命名为氦（源自希腊文“太阳”）。大约30年以
后，人们才在地球上发现了氦元素。
正如我们在本章前面看到的那样，分光镜后来成为测量恒星
视向速度的工具，并用来探测恒星的磁场特性、恒星的温度、恒
星是单个星还是双星等等。
此外，谱线是有关原子结构知识的一部名副其实的百科全书，
不过，直到19世纪90年代首次发现原子中的亚原子粒子后，谱线
才得到充分地利用。例如，1885年，德国物理学家巴耳未证明，
氢原子所产生的整组谱线按照一个相当简单的公式有规则地间隔
着。30年以后，用这个理论推导出了氢原子的一个重要结构图。
洛基尔本人证明，一种给定的元素所产生的谱线在高温下会
发生变化。这表明原子内部有某种改变。同样，直到后来发现原
子中含有更小的粒子后，洛基尔的理论才受到重视。在高温下有
些粒子被驱逐出来，因而使原子的结构和原子产生的谱线的性质
发生改变（这种改变了的谱线有时会被误认为是新元素的象征）。
但是，很遗憾，氦至今仍然是天上发现的惟一新元素。
照相术
1830年，法国艺术家达盖尔制造了第一块达盖尔银版，从而
引入了照相术。照相术同样很快就成为天文学上非常宝贵的工具。
在19世纪40年代，许多美国天文学家纷纷拍摄月球的照片，其中
G.P.邦德拍摄的一张月球的照片，1851年在伦敦举办的傅览会上
引起轰动。他们还对太阳进行了拍摄。1860年，塞奇首次拍摄了
日全食的照片。到1870年，日全食的照片已经证明，日冕与日珥
是太阳的一部分，而不是月球的一部分。
在此期间，在19世纪50年代开始时，天文学家对远恒星也进
行了拍摄。到1887年，苏格兰天文学家吉尔每天都对恒星拍照。
从此，在观测宇宙方面，照相术很快就变得比用我们的肉眼更为
重要。
利用望远镜照相的技术不断得到改进。但是，一个主要的障
碍是，大望远镜所能看到的视场非常小。如果试图扩大视场的话，
边缘上就会发生畸变。1930年，俄国血统的德国光学家B.施密特
设计了一种使用改正透镜的方法，可以避免发生畸变。人们使用
这种透镜一次可以拍摄到非常宽阔的一片天空，从中找出感兴趣
的天体，然后再用普通望远镜进行仔细研究。因为这种望远镜几
乎总是被用在天体照相工作上，所以被称为施密特照相机。
目前使用的最大的施密特照相机，口径为135厘米（53英寸），
1960年在民主德国的图腾堡首次投入使用。另一架口径122厘米
（48英寸）的施密特照相机与帕洛马山上的5.08米（200英寸）
口径的海耳望远镜配合使用。第三架最大的施密特照相机口径为
0.99米（39英寸），1961年在苏联亚美尼亚天文台投入使用。
1800年前后，W.赫歇耳（第一次猜测我们银河系的形状的那
位天文学家）做了一个非常简单而有趣的实验。他首先让一束太
阳光通过棱镜，然后将一支温度计放在光谱红端的旁边。温度计
中的水银竟上升了！很明显，在波长比可见光谱还要长的地方还
有某种不可见的辐射存在。W.赫歇耳所发现的这种辐射就是有名
的红外辐射，即在红端以外的辐射。此外，现在我们知道，太阳
的辐射中足有60%属于红外辐射。
1801年，德国物理学家里特对光谱的另一端进行了探索。他
发现，硝酸银曝光于蓝光或紫光时，会分解出金属银而变黑，如
果把硝酸银放在光谱紫端以外的地方，会分解得更快。这样，里
特发现了现在被称做紫外辐射的“光”（在“紫端”以外）。W.
赫歇耳和里特展宽了久已存在的光谱，使之进入了辐射的新领域。
这些新的领域可以给人们提供大量的资料。太阳光谱中我们
肉眼看不到的紫外辐射部分，在照片上却显示得非常详细。事实
上，使用石英棱镜可以记录下非常复杂的紫外光谱（石英能够透
过紫外辐射，而普通玻璃会把大部分紫外辐射吸收掉）。这是18
52年由英国物理学家斯托克斯首先证实的。遗憾的是，大气层只
让近紫外辐射（即同紫光波长差不多的辐射）通过。远紫外辐射
由于波长特别短，在高层大气中被吸收掉了。
射电天文学
1860年，苏格兰物理学家麦克斯韦提出一个理论，预言整个
辐射家族都与电磁现象（即电磁辐射）有联系，而一般可见光只
是这个家族中的一小部分而已。25年以后，即在麦克斯韦因患癌
症过早去世7年后，才找到了证实他的预言的第一个确实的证据。
1887年，德国物理学家H.R.赫兹从感应线圈的火花中制造振荡电
流，结果产生出波长极长的辐射，比一般红外辐射的波长长得多。
H.R.赫兹探测到了这些辐射。这些辐射后来称做无线电波或射电
波。
波长可以用微米（1/1000000米）来量度； 可见光的波长从
0.39微米（极紫）到0.78微米（极红）。接下去是近红外辐射（
0.78～3微米），再就是中红外辐射（3～30微米），然后是远红
外辐射（30～1000微米）。从此开始便是射电波：所谓的微波从
1000～160000微米，长波射电波长高达几十亿微米。
辐射的特性不仅可以用波长来表示，也可以用频率来表示。
频率就是每秒钟产生的辐射的波数。可见光和红外辐射频率的数
值太大，因此在这两种情况下通常不使用频率来表示。但是，对
射电波来说，频率降低到比较低的数字，因而得到广泛地应用、
每秒钟1000个波叫做1千周；每秒钟1000000个波叫做1兆周。 微
波的范围从300000兆周到1000兆周。一般电台使用的射电波波长
都很长，都低到千周的范围。
在赫兹发现射电波后的10年期间，光谱的另一端也有了同样
的扩展。1895年，德国物理学家伦琴意外地发现了一种神秘的辐
射，他称之为Ｘ射线，结果证明，Ｘ射线的波长比紫外辐射的波
长短。后来卢瑟福证明，与放射性有关的γ射线的波长比Ｘ射线
的还要短。
目前光谱中的短波部分大致划分如下：波长从0.39～0.17微
米属于近紫外辐射，从0.17～0.01微米属于远紫外辐射，从0.01
～0.00001微米属于Ｘ射线， γ射线的范围则是从这个数值一直
到小于十亿分之一微米。
于是，牛顿最初的光谱得到极大的扩展。如果我们把波长每
增加一倍看作是相当于1个8度音程的话（如同声音那样），那么
我们所研究的全部电磁波谱大约等于60个8度音程： 可见光在靠
近光谱的中心部分，仅占1个8度音程的范围。
有了比较宽的光谱，我们对恒星的认识当然会更加全面。例
如，我们知道，太阳光中包含着大量紫外辐射和红外辐射，这些
辐射大部分被我们的大气吸收了；但是1931年非常意外地发现了
一个探索宇宙的射电窗口。贝尔电话实验室的一位年轻的无线电
工程师央斯基，在研究经常伴随着无线电接收而产生的静电时，
偶然发现了一种非常稳定的噪声，这种噪声不可能来自任何通常
的噪声源。他最后断定，这种静电是由来自外层空间的射电波引
起的。
最初，来自空间的射电信号似乎在太阳方向上最强，但一天
天过去后，接收到的最强信号慢慢地从太阳方向移开，并且在天
空中环行一圈。到1933年，央斯基断定，这些射电波来自银河，
特别是来自靠近银河系中心的人马座方向。
于是射电天文学诞生了。但因为它还有严重的缺点，所以并
没有立即受到天文学家的欢迎。射电天文学得到的并不是整齐的
图形，而只是在图上画出一些扭动的曲线，很不容易解释其中的
含义。更重要的是，射电波的波太长，以至于无法分辨出像恒星
那样小的射电源。来自空间的射电信号，波长大约是光波波长的
几十万倍甚至几百万倍；因此，任何普通的无线电接收机最多只
能测出这些射电波发射的大致方向。射电望远镜必须有一个比光
学望远镜的镜面大100万倍的抛物面天线， 才能产生像光学望远
镜那样清晰的天空图像。 一架5.08米（200英寸）口径的望远镜
需要匹配的抛物面天线的直径为5040公里，大约是美国面积的两
倍，这显然是不可能办到的。
这些困难影响了人们对这项新发现的重要性的认识。但是一
位名叫雷伯的年轻的无线电业余爱好者，出于个人的好奇心，继
续对射电波进行研究。1937年，雷伯花费了许多时间和金钱，在
后院中建造了一架小型射电望远镜，并配有一具直径约为9米（30
英尺）的抛物面天线，接收和集中射电波。1938年初，除了人马
座外，他又发现了一些射电源，例如，天鹅座中有一个，仙后座
中也有一个，（最初，不管这种源是不是恒星，均称射电星，但
现在一般都叫做射电源。）
在第二次世界大战期间，英国的科学家在研制雷达的过程中
发现，太阳发射的微波范围内的信号对雷达有干扰。这一发现激
起了他们对射电天文学的兴趣。第二次世界大战结束后，英国继
续对太阳射电频率的研究工作。1950年，他们发现，太阳的射电
信号大多与太阳黑子有关，（央斯基是在太阳黑子活动极小期进
行实验的，所以他探测到银河系的辐射，却没有探测到太阳的辐
射）。
此外，由于雷达技术和射电天文学使用的波长相同，所以到
第二次世界大战结束时，天文学家便有了适合于处理微波的大型
阵列设备。这些设备很快就得到改进，人们对射电天文学的兴趣
也大为提高。
为了更清晰地接收和给射电源准确定位，英国首先建造了大
型天线。在英国的焦德雷尔班克，洛维耳监造了直径约为76米（
250英尺）的抛物面天线，从而有了第一架真正的大型射电望远
后来终于发现了清晰接收的方法，要获得高分辨力，并不需
要建造一架大得无法制作的射电望远镜，而只要在一个地方建造
一架大射电望远镜，在远距离的地方再建造一架就行了。如果用
超精确的原子钟校正两个抛物面天线的时间，并通过精密电脑的
处理使它们一致运行的话，则两个抛物面天线所产生的效果与一
个直径等于两者直径之和（即两者分离的距离）的大型抛物面天
线相同。抛物面天线的这种组合叫做长基线射电望远镜或甚长基
线射电望远镜。澳大利亚天文学家在他们那宽广而比较空旷的土
地上安装了这种射电望远镜。现在，美国加利福尼亚州与澳大利
亚合作建立的抛物面天线， 产生的基线大约是10600公里（6000
英里）。
因此，射电望远镜产生的图像同敏锐的光学望远镜一样清晰。
实际上，射电望远镜比光学望远镜分辨得更仔细。诚然，这种甚
长基线射电望远镜在地面上可以无限地延长，但是天文学家正在
梦想，使射电望远镜在空间相互配合，并同地球上的抛物面天线
配合，以形成更长的基线。
然而，早在射电望远镜发展到目前的水平之前，就有了许多
重大发现。1947年，澳大利亚天文学家博尔顿测定了天空中第三
个最强的射电源的方位，证实就是蟹状星云。在天空各处被探测
到的射电源中，这是第一个被确定的实际可见的天体。这样强的
辐射似乎不可能是由一颗恒星产生的，因为其他恒星并不产生这
种辐射。这个射电源似乎比较可能是蟹状星云中膨胀着的气体云。
这项发现更加证明，宇宙射电信号主要是由湍动气体产生的。
太阳外层大气中的湍动气体发出射电波，所以所谓的射电太阳比
可见太阳要大得多。后来发现，具有湍动大气的木星、土星和金
星也是射电源。
射电天文学的开创者央斯基，在世时基本上没有得到人们的
赏识，而在1950年，正当射电天文学开始大踏步前进的时候，他
去世了，享年44岁。后来人们为了纪念他，便用央斯基作为测量
射电发射的强度单位。
眺望我们的银河系之外
射电天文学的触角远及空间深处。在我们银河系中，有一个
强射电源是太阳系以外最强的一个射电源，叫做仙后，因为它位
于仙后座内。巴德和闵可夫斯基用帕洛马山上的5.08米口径的望
远镜，进一步观测了这个英国射电望远镜已经准确定位的射电源，
发现是一缕缕湍动气体。这些气体很可能是1572年第谷在仙后座
看到的那颗超新星的遗迹。
1951年发现了一个更远的射电源。它是第二个最强的射电源，
位于天鹅座内。雷伯1944年首先报告了这个射电源。但直到后来
利用射电望远镜找出它的位置，才开始发现这个射电源位于我们
的银河系之外，这是在银河系以外精确定位的第一个射电源。19
51年，巴德在用5米口径的望远镜观测指出的那部分天区时， 在
视场中心发现了一个奇特星系。它有两个中心，而且好像是被扭
曲了似的。巴德当即怀疑，这个奇特的、被扭曲的、双中心的星
系不是一个星系，而是两个星系，就像一付合击在一起的铙钹，
巴德认为，它们是两个正在碰撞的星系，他同其他天文学家讨论
了这种可能性。这个证据似乎支持他的观点，所以在一段时间内，
人们接受了两个星系相撞的说法。大多数星系存在于相当密集的
星系团中，像成群的蜜蜂那样运动，这种碰撞似乎是很难避免的。
天鹅座里的射电源虽然调整到2.6亿光年以外， 但是它所发
出的射电信号却比我们的恒星近邻蟹状星云强。这第一次表明，
射电望远镜比光学望远镜能够洞察更远的星空。即使口径为76米
（250英尺） 的焦德雷尔班克射电望远镜（按照目前标准是很小
的射电望远镜），也远胜过5米（200英寸）口径的光学望远镜。
然而， 当在远星系中发现的射电源数目不断增加并超过100
个时，天文学家们又不安起来。无疑，它们根本不可能都是由碰
撞的星系形成的。
事实上，天空中星系相撞的整个观念已经动摇了。苏联天体
物理学家阿姆巴楚米扬1955年提出了理论上的理由，认为射电星
系是正在爆发的星系，而不是正在相撞的星系。
1963年发现大熊座里的M-82星系（大约1000万光年远的一个
强射电源）就是这样一个爆发星系。这个发现极大地增强了上述
推测的可能性。
用5米（200英寸）口径的海耳望远镜并利用一种特定波长的
光对M-82星系进行观测，发现从星系的中心喷射出长达1000光年
的巨大物质喷流。从向外爆发的物质数量、爆发物质已经运行的
距离及其运行的速率来看，发生爆发的时间大概是在150万年前。
现在看来，星系的核普遍活动着，那里经常发生湍动和非常
剧烈的事件，因此，总的来说，宇宙是一个激烈运动的场所，在
射电天文学出现之前这是人们所梦想不到的。我们肉眼所看到的
天空之所以显得格外平静，是因为我们只是在有限的时间里看到
有限的景物的缘故（看到的仅仅是和我们非常邻近的恒星）。
即使在我们银河系的正中心，也有一个微小的区域，最大宽
度只有几光年，但却是一个非常活跃的射电源。
另外，顺便说一下，虽然爆发星系存在，活跃的星系核很常
见，而且可能很普遍，这些都是事实，但没有必要认为星系碰撞
的观念不值得考虑。在任何星系团中，大星系似乎可能是吞并小
星系而成长起来的；而且常常是有一个星系比这个星系团中的任
何一个其他星系都大得多。许多迹象表明，它是通过碰撞和吸收
小星系而达到这样大的规模的，有一张大星系的照片，显示出几
个不同的核的迹象，但除了一个以外，其他都不是它自己的，而
曾经是单独星系的一部分。于是，吞并星系这个词开始使用起来
了。
新天体
到了20世纪60年代，天文学家们可能会轻易地认为，天空中
的物理天体已经不会再有多少令人惊奇的事情了。新的理论和新
的见解是会有的， 但是在运用不断改进的仪器观测了3个世纪之
后，无疑不会留下什么新型恒星、新型星系或者其他令人震惊的
新种类了。
对于持有这种观点的天文学家来说，当对某些看上去不平常
但并不惊人的射电源研究的结果第一次出现时，他们一定会感到
万分惊讶。
类星体
天文学家首次研究的深空里的射电源，其存在似乎与含有湍
动气体的延伸的天体有关：蟹状星云、远星系等等。然而，有些
射电源看上去异乎寻常的小。由于射电望远镜越来越精密，对射
电源的观测也越来越清晰，人们开始发现，射电波可能是由单个
恒星发射出来的。
在这些射电致密源中，有几个已经知道是3C48、3C147、3C1
96、3C273与3C286。“3C”是“剑桥第三射电星表”的缩写。这
个表是由英国天文学家M.赖尔和他的同事编制的，后面的号码表
示这个射电源在表中的位置。
1960年，美国天文学家桑德奇用5米（200英寸）口径的望远
镜对含有这些射电致密源的区域进行了仔细地搜寻；每个区域果
然都有一颗恒星好像就是射电源。被探测到的第一颗恒星是与3C
48联系在一起的恒星。 在3C273天区中，最明亮的一个天体的精
确位置是哈泽德在澳大利亚测到的，当月球从这个天体前经过时，
他记录下了射电中断的时间。
这些有关的恒星在以前对天空进行的照相扫描中早已被记录
了下来，过去它们一直被认为只不过是我们银河系的暗弱成员。
但是，在它们不寻常的射电辐射的刺激下，对它们又进行了仔细
地拍照，现在证明完全不是那么回事。暗弱的星云状物质被证明
与某些天体有联系， 而3C273显示出从它里面喷射出一小股物质
喷流的迹象。 事实上，有两个射电源与3C273有关：一个来自这
颗恒星，一个来自这股喷流。另外有趣的一点是，在仔细地研究
以后，发现这些恒星含有非常丰富的紫外光。
事情似乎是这样，射电致密源尽管看起来像是恒星，但它们
终归不是普通的恒星。它们最后被称为类星射电源（类星意思是
“与恒星相似”）。由于这个词对天文学家来说越来越重要，但
念起来很不顺口，于是，1964年，中国血统的美国物理学家邱洪
宜（音译）把这个词缩略成类星体，就这样，一个拗口的字眼永
久地进入了天文学词汇。
很明显，类星体非常有趣，有必要使用包括分光镜在内的全
部天文技术来进行研究。天文学家桑德奇、格林斯坦和M.施密特
等人，经过艰苦的努力终于得到类星体的光谱。当他们在1960年
完成这项任务时，发现有许多陌生的谱线他们无法辨认。而且，
有一个类星体产生的谱线与任何其他类星体的谱线都不相同。
1963年，M.施密特再次研究3C273的光谱， 这颗最明亮的类
星体显示出最清晰的光谱。在光谱的6条谱线中有4条排列方式看
起来与氢谱线的线系十分类似，不过氢谱线的线系不应该存在于
这些谱线被发现的地方。但是，难道这些谱线不可能本来在别的
地方，因为它们向光谱的红端位移，才出现在它们被发现的地方
吗？如果真是这样，它们的位移会是很大的。曾有人指出，它们
以大约每秒40000公里的速度退行。这个数值似乎让人无法相信，
而且，如果这种位移现象存在的话，另外两条谱线也应该能证认
出来：一条表示失去两个电子的氧；另一条表示失去两个电子的
镁。
施密特与格林斯坦转而研究其他类星体的光谱，他们发现，
只要假定有巨大的红移，它们的谱线也能证认出来。
这样巨大的红移固然可以由一般的宇宙膨胀产出；但是，如
果按照哈勃定律把红移换算成距离，结果证明，类星体根本不可
能是我们银河系里的普通恒星；它们应该在已知的最遥远的天体
之列，距离地球几十亿光年。
到20世纪60年代末期，一次集中地搜寻发现了150个类星体。
对其中110多个的光谱进行了研究。 这些类星体中的每一单个类
星体都显示出大的红移，确实比3C273类星体的红移大。 它们中
有两个类星体的距离估计大约有90亿光年。
如果类星体真像红移显示的那样远的话，那么，天文学家就
会面临一些迷惑而难解的问题。举例来说，这些类星体必定非常
地明亮，才能在如此遥远的地方仍然显得那么亮；它们一定是整
个普通星系光度的30～100倍。
然而，如果真是这样，如果类星体具有一个星系的形式和外
表的话，那么，一个类星体含有恒星数目应该是一个普通星系的
100倍，而且其大小也应该是一个普通星系的5倍或6倍。 即使在
它们那样遥远的距离，在大型望远镜里也应该呈现出清晰的卵形
光斑。然而它们并不形成光斑，即使在最大的望远镜里依然是星
状的点。因此，尽管它们特别明亮，在体积上可能比普通星系小
得多。
另一种现象也着重说明类星体的体积是小的；因为早在1963
年，人们就发现，类星体发射出的能量，不论在可见光区域还是
射电波区域，都会发生变化。几年期间的记录表明，其增减幅度
多达三个星等。
在如此短的时间内，辐射有这样明显的变化，它一定是一个
小天体。小的变化可能是由天体的某些局部区域增亮或变暗造成
的；但是大的变化，则一定与整个天体有关。如果整个天体与变
化有关的话，那么，在发生变化的时间内，某种效应一定会横跨
天体的全部宽度。但是任何效应都不能快过光速；因此，如果一
个类星体在几年的时间内就发生明显的变化，它的直径不可能大
于1光年。 实际上，一些计算结果表明，类星体的直径可能小得
只有1光周（即光在一星期内走过的路程，等于8000亿公里）。
体积如此小而亮度又如此大的天体，它们耗费能量的速率必
定非常大，因而储存的能量不会持续长久（除非有某种现在想象
不到的能源，而这并不是不可能的），一些计算表明，一个类星
体以如此巨大的速率放出能量，只能维持100万年左右。 这样看
来，我们所看到的类星体是在不久之前（从宇宙的角度来说）才
形成的；而且必定有些天体过去是类星体，如今已不再是类星体
了。
1965年，桑德奇宣称，他发现的天体可能的确是一些年老的
类星体。它们看起来像是普通的蓝星，却同类星体一样有大的红
移。它们同类星体一样又远又亮又小，却没有射电辐射。桑德奇
称它们为蓝星体，简称为BSO。
蓝星体的数量似乎比类星体多得多，1967年曾估计，我们的
望远镜所能看到的蓝星体总数为10万个。蓝星体比类星体多得多，
因为天体以蓝星体的形式存在的时间比以类星体的形式长久得多。
在天文学家中，认为类星体是非常遥远的天体的观点并不普
遍。有人认为，类星体的巨大红移可能不是宇宙学红移，就是说，
它们不是宇宙通常膨胀的结果，它们大概是比较靠近那些由于某
种局部原因（例如，被以巨大的速度从星系核内喷射出来）正在
急速远离我们而去的天体。
这种观点的最热心的支持者是美国天文学家阿普，他提出，
有些类星体似乎与天空附近的星系有物理上的联系。如果真有联
系，它们的距离应该是一样的。因为星系的红移比较小，所以类
星体的比较大的红移不可能是宇宙学红移。
另一个令人困惑的问题是20世纪70年代末期的一项发现。类
星体内部的射电源（用现今的长基线射电望远镜能够分别探测到
它们）似乎在以几倍于光速的速度分离开去。按照目前的物理理
论，超过光速的速度被认为是不可能的，但是只要设想类星体果
真像想象的那么遥远，这种超光速就有可能存在：如果它们实际
上距离比较近，则它们分离的速度就会比光速小。
然而，类星体距离比较近的观点（也就是说它们没有那么亮，
也不产生那么多的能量，从前可能解除这种困惑）并没有得到多
数天文学家的赞同。一般的观点是，支持宇宙学距离的证据占绝
对优势；阿普的有关物理联系方面的证据并不充分；而视超光速
是光学幻觉下的结果（而且人们已经提出了一些似乎有理的解释）。
但是，如果类星体真的像它们的红移所显示的那样远，而且
真的是如此小，然而却如此明亮，又具有如此大的能量的话，它
们到底是些什么东西呢？
最可能的答案要追溯到1943年，当时美国天文学家赛弗特观
测到一个奇特的星系，具有一个非常亮而又非常小的核、后来又
陆续观测到了几个同类型的星系，现在我们把这些星系统称为赛
弗特星系。虽然到20世纪60年代未只发现了12个这种星系，但是
推测可能有1%的星系是赛弗特星系是有道理的。
赛弗特星系会不会是介于普通星系与类星体之间的天体呢？
它们的明亮的中心所呈现的亮度变化，使它们的中心几乎显得像
类星体一样小。如果它们中心的亮度进一步增强而星系的其余部
分进一步暗弱的话；它们将变得与类星体无法区别；而且，有一
个3C120的赛弗特星系看起来几乎就是一个类星体。
赛弗特星系只有中等的红移，而且并不十分遥远。类星体会
不会是非常遥远的赛弗特星系？这些星系远得使我们只能看到它
们的亮而小的中心，而且远得使我们只能看到最大的星系，而正
是这些最大的星系给我们以类星体特别明亮的印象。反过来，我
