观测宇宙学-(第二版)
观测宇宙学-(第二版) 文章节选
导。当时改革开放伊始，为了适应研究生制度的恢复，他策划了一个天体物理
各个分支学科配套的丛书撰写方案。这在当时以及接下来的一段时间里，为我
国天文学的重整旗鼓起了重要的作用。随后的这许多年中，学科高速发展，包
括研究生教材在内的国际上的天文佳作源源引进，加上我国科学图书出版的种
种变数，使我国天体物理书籍的出版不断自我调整以立足于新的背景，同时各
自不断寻求可供依托的机遇。其间逐步淡化了系列化、突出了个性化。这是必
然的，也可说是一种进步。但也增加了课题领域的随机性质、少了整体布局。
现在，在新的格局下，国家天文台着手组织一系列天文学丛书。我们接受
委托编纂天体物理部分。为了和前面的衔接，这部丛书侧重于专著形式。首先
邀请为我国天体物理各个不同分支的研究打下基础的主要科学家们，把他们的
长期积累整理成有自己特色的专著。我们相信，这些著作，对于目前站在这些
基础上工作和培养新生力量的学者们，将是有益的参考。同时它们也将表征着
一个时期我国天体物理著述成果的收结。
总结同时又是开端的准备。我们期待着在若干年后的新版和新辑里，将看
到又一个新的开始。
王授锦
2002年1月于北京
前言
天文学是一门观测科学。亘古至今，天文学家们的首要任务就是“观天
象，测天时”。到了近代，尤其是进入20世纪60年代，天文观测进入了一个
新的阶段。一批重要的发现，诸如类星体、脉冲星、宇宙微波背景辐射、星际
分子等，大都获得了诺贝尔奖金，这一切极大地推动了近代天体物理学的
发展。
回顾近代天体物理学的发展过程，会发现有两个重要的促进因素：一是先
进的大型观测设备，包括地面的和空间的，不断研制成功并投入观测。二是所
探讨的天体物理课题都表现出很深的物理内涵。所有这些促使近代天体物理学
成为当代基础自然科学中最活跃的研究领域之一。其中的宇宙学分支，涉及的
物理内容广泛，探索性强，更是备受关注的前沿。
观测宇宙学的概念形成于20世纪80年代。1986年国际天文学会(IAU)
以“观测宇宙学”为题在北京召开了第124次专题学术讨论会，开创了观测宇
宙学的新领域。宇宙学领域里的问题，往往新而广，许多问题仍处在争论阶
段，必须通过观测来回答或验证。由于问题的复杂性，观测工作需要不断地深
入和积累。经过近20年的努力，终于形成了一门新的学科——观测宇宙学。
到目前为止，国内外还没有出版过观测宇宙学的专著。作者多年来从事了
较多的天文观测工作，在教学和科研中深感需要这方面的一本书，因此才不遗
余力，予以尝试。本书是在多次为研究生开设课程的基础上完成的。在写作方
式上，力求观测和理论相结合。不仅能够给读者以知识，还尽量开拓读者的
思路。
本书在写作过程中获得多方面的支持和帮助，研究工作得到了国家自然科
学基金和国家攀登计划的支持。华夏英才基金和中国科学院科学出版基金，以
及国家天文台的支持保证了本书顺利出版。作者在写作过程中曾得到王绶璃、
曲钦岳、李启斌、武向平、陆琰、尤峻汉、邹振隆、黄克谅、朱慈堪、赵刚、
吴时敏、赵峥、朱宗宏、杨志良、陈阳，以及Impey(美国亚利桑那大学天文
系教授)和Green(美国基特峰天文台台长)等人的帮助和支持，或者进行过
有益的讨论。宋丽敏和程岭梅用了很多时间帮助打印。还有许多朋友和同学都
给予了帮助和支持。这里一并表示衷心的感谢。国外的作者在出书时往往感谢
夫人和家人，我在这里也深有同感，家人的支持是无形的巨大动力。本书是作
者多年的耕耘成果，一朝完成，如释重负。在新的科学领域里，有人指出书中
的错误和缺点，将不胜感谢。
何香涛
2000年干北京师范大学
第六章 宇宙的背景辐射
早在1948年，伽莫夫(Gamow)和他的同事阿尔发(R．A．Alpher)以及赫尔
曼(R．Herman)就预言了目前时间应该存在着一定的宇宙背景辐射温度，其大
小为5K左右。但是，伽莫夫等人有关辐射背景的预言并没有引起人们的认真
注意，当时，人们感兴趣的问题是宇宙演化到退耦阶段之后，原子核如何合成所
有的元素。
到了20世纪50年代，宇宙学的核合成转移到了恒星的核合成。1957年，
著名的B2FH论文发表，这一理论完满地解释了恒星内部由氢核合成氦核并逐
步合成更重的元素核的过程。B2FH理论的成功使人们忘记了伽莫夫等人关于
辐射背景的预言，但是，氦丰度的问题又使人们想起了辐射背景。原来，按
B2FH理论计算出的宇宙中的氦丰度只有3％～5％，而实际测量的结果却达到
了l／4，多余的氦丰度只有通过早期大爆炸之后的宇宙合成过程来实现。
从1964年开始，前苏联著名天体物理学家泽尔多维奇，以及皮普斯(Pee—
bles)、霍意耳和泰勒等人又对宇宙核合成进行了深入的计算，澄清了伽莫夫等
人理论中的一些问题，他们认为可能存在着残余的宇宙背景辐射。
正当人们议而不决的时候，工作在美国贝尔实验室的两位工程师彭齐亚斯
(Penzias)和威耳逊(Wilson)开始了一项出人意料的工作。他们从事的是微波
通讯工作，使用一架20英尺(约7 m)口径的低噪声喇叭形反射天线，与四号人
造卫星进行通讯联系。他们使用的通讯波长是微波波长7．35 cm，为了降低天
线的噪声水平，他们进行了一系列的测量。天线的地面噪声为300 K，当对准天
空测量时，其噪声水平应该达到0．3 K，也就是说可以忽略不计，但是当他们对
准银河平面测量时，却惊人地发现存在着6．7 K的剩余辐射，而且这种辐射与方
向无关。经过一年的反复测量，扣除大气吸收以及天线自身的影响，他们确认，
仍然存在着3．5 K的来自宇宙所有方向的辐射。
当时彭齐亚斯和威耳逊并不理解这种辐射的宇宙学意义。消息传到了普林
斯顿大学，立即引起了在那里工作的皮普斯和迪克(Dicke)的兴趣，他们正在从
事这一问题的理论研究，并着手进行实测。彭齐亚斯和威耳逊于1965年在《天
体物理学杂志》上发表了一篇非常谨慎的短文，题目是“在4080 MHz频率上对
天线过热温度的一次测量”，没想到，竟是这篇不足千字的文章，获得了1978年
度的诺贝尔奖金。
微波背景辐射被发现之后，立即引起了观测上的热潮。首先是在普林斯顿
的罗尔(Roll)和威尔金森(Wilkison)在3．2 cm波长上测出剩余辐射温度为
Z．5～3．bK。
在A>I mm的微波波段进行的观测表明，它与黑体谱符合得十分理想。那
么，对于更短的波长的辐射情况又是怎样呢?由于黑体温度只有3 K左右，其短
波的辐射更加微弱。在 <1 mm的亚毫米波段，以及红外波段都相继进行了观
测。虽然大家获得的数据有所差异，但一致的结论是，存在着来自宇宙的剩余辐
射，其谱的性质是黑体谱，它完全支持宇宙大爆炸的理论。后来，有的天文学家
建议，将微波背景辐射(microwave background radiation)改为宇宙背景辐射
(cosmic background radiation)更合理。而以宇宙背景辐射为主要目标的探测
器的上天，把测量精度提高到了地面上完全无法达到的水平。
6.2 辐射性质的测定和COBE
宇宙背景辐射自发现之后，进行了大量的观测工作，其中，最成功的是1989
年发射的COBE卫星。
COBE即宇宙背景辐射探测器(Cosmic Background Explorer)，由美国国家
宇航局(NASA)于1989年11月18日发射，轨道呈圆形，半径900 km，跨越两
级方向，倾角为99。。地球引力的四极矩动量进动轨道，使仪器的指向点离开地
球且与太阳方向垂直，这样便避免了太阳和地球的辐射。
COBE带有三台主要的观测仪器：FIRAS、DMR和DIRBEDIRBE。
FIRAS即远红外绝对分光测量仪(Far Intrared Absolute Spectrophotome—
ter)，其主要作用是将所测量的宇宙微波背景辐射(CMB)的谱与一个精确的黑
体谱进行比较。双输入较差测量，一端从喇叭状天线输入天空辐射，另一端输入
可控温黑体参考源。FIRAS 测量两个频谱波段：
低频段l～20 cm叫 高频段20～100 cm1
作为定标的比较黑体温度全部自控，从2～25 K。标准源的温度尽可能调
到与来自天空的辐射通量相一致，以保证卫星在飞行中温度的精确定标，仪器的
视场7。，测量天空的谱和定标器的辐射谱相比较，使之达到完全一致。
FIRAS的首批测量结果表明背景辐射是一个标准的黑体谱，黑体温度为
f0—2．735i0．06 K
与黑体谱的偏离在峰值亮度小于1％。图6．2是测量结果和黑体谱的比较，黑
体谱的温度为2．735 K，方块表示每个实测数据，观测方向靠近北银极附近。
