按键盘上方向键 ← 或 → 可快速上下翻页，按键盘上的 Enter 键可回到本书目录页，按键盘上方向键 ↑ 可回到本页顶部！
————未阅读完？加入书签已便下次继续阅读！
拥倜鹆说闹腔凵锏比灰参奚尴ⅰＵ庋憷矗细竦木椭皇：苄∫桓霰壤恕Ｒ簿褪撬担�100万行星之数，既要考虑到一个文明社会具备发射信号的能力这段时期所占的百分比，还要估计到该处生命能维持多久。这就说到了最大的不定因素！我们只能以自己这一文明社会的经验作为依据。我们达到能向空间发送信号的技术水平，至今不过短短几十年。可是几乎同时，人类就初次造出了只要一次打击就足以灭绝全球一切生命的大规模毁灭性武器。我们人类将会动用这种手段吗？难道一个技术文明社会充其量只有几十年功夫能向空间发送信号，接下来便是自我毁灭吗？然而，我们甚至连正式的发送都还没有开始。我们还没有制订出有目的有步骤地向宇宙空间发射信号的科研规划。不过，让我们乐观地假定一个文明社会是能够正确解决面临的问题的。不妨设想它会过上100万年的和平富裕生活，因而既能有充分雄厚的财力投入奢侈项目，也有足够的兴趣，在这整段时间向宇宙空间发送功率强大的无线电信号。这样算来，银河系中100万个有生物居住的行星之中只有100万年=100万个40亿年
124
也就是250个行星目前在发送信号。再假定这些行星是均匀地分布在银河系中，那么相邻两个发信号的文明社会之间的平均距离约为4600光年。我们发出的信号要飞行4600年才能传到离我们最近的发信号的文明社会，要等回音到达，则从头算起共需9200年。由此可见，抓住天仓五和天苑四那样两颗邻近恒星去搜寻简直是大海捞针，因为发信号的行星正好出现在它们身边的概率实在是太小了。看来明智的做法除非是搜遍4600光年内所有的类似太阳的单星所发送的信号。圣经中的巴别通天塔自建造以来还不到4000年。如果一个文明社会生存并且发出信号的年代就限于这样一段时间，那么照上面的算法可得，银河系百万栖息生物的行星之中，当前正在发送信号的只有4000年×100万个40亿年也就是只有一个。这意思是除了我们自己以外，眼下在整个银河系中最多还有一个别的文明社会可能会发出信号。要是一个文明社会发送信号的年限只有1000年甚至更短，那么我们用射电望远镜去深探银河系，苦觅智慧知音就难免成为徒劳之举。这里所讲的估算银河系中有多少行星正在发出无线电信号的方法包含了许多不定因素。我在这里并没有把这个数字求得特别准，而是想说明这问题涉及哪些因素。通过这样的假想计算我们明白了一个道理，就是最大的不确定因素是由于我们不了解一个技术文明社会能存在多久。一个文明社会开始发射无线电波后还能保持多长的年代呢？能有一个世纪吗？尽管技术发达了，但它还能否存在下去？或是由于技术先进了，它才得以保持生存呢？我们提出了银河系中地外生命的问题，我们回到了人类在地球上继续生存的问题。
125
附录A恒星的视向速度如果没有光谱分析，我们对宇宙的了解就要比现在肤浅得多，对恒星的化学组成就会一无所知，对它们的运动就会只有一鳞半爪的认识。在这里主要讲一讲，怎样根据恒星光谱来推求恒星沿着视线方向的，也就是向我们而来或背我们而去的运动速度。运动速度在视线方向的分量称为视向速度。测定视向速度所依据的原理是多普勒效应，这是纪念奥地利物理学家克里斯蒂安·多普勒（ChristianDoppler，1803—1853）而命名的。如果一颗恒星的光线穿过一个玻璃棱镜，就会由于不同频率的光折射程度不同而发生色散现象，频率较高的蓝光比频率较低的红光折射得更厉害。如果在棱镜后面装一架照相机，那么照出来的像就不是一个小星点而是一长条，称为恒星的光谱。光谱照片中各处的黑线是由不同频率的光线所产生的。当今天文学家所使用的现代摄谱仪，其工作原理也就是这样。为了拍得暗弱恒星的光谱，星光首先要由大望远镜收集起来，再经过摄谱仪的处理，然后才落到照相底片上。人们也往往使用别的器件代替棱镜来使不同频率即不同颜色的光线产生不同程度的偏转。照相机拍出来的光谱是细长条，摄谱仪则把它展宽成一条带子，这就很有利于辨认其中的细节（见图A…1）。恒星光谱的重要性在于恒星大气中的原子吸收特定频率辐射的这一特性。被吸收的光就在光谱中表现为空缺：用摄谱仪拍成的长条光谱中出现许多暗“线”，它们正处在和那些特定频率完全相应的位置上，照相底片在这些位置上不感光。恒星大气中各种原子对辐射的吸收造成了光谱中一定部位缺光的现象，那些暗线称为吸收线。由于每一种原子产生一套特定的吸收线体系，人们就可能依据恒星的光谱来测定其大气的化学组成。恒星的化学分析就是根据这种道理进行的，例如阿尔布雷希特·翁贡献而成为名家。本书中所讲的一切有关恒星大气和星际气体的化学组成的内容，其依据都在于光谱线的测量。太阳上没有重氢，以及元素锂特别缺少的现象，也都是这样得知的。下面着重介绍多普勒效应。光是一种电磁波。一束光线所经之处，电场强度周期性地变强变弱，时而达到极大值，时而达到极小值，这种变化以光速在空间传播。当一个源发出一定频率的光线时，只有在该源和接收器的距离保持不变的情况下，我们收到的光的频率才和原来的相等。如果光源向着我们运动，每个后发波的强度极大点在传播中经过的路程就比紧挨在前的先发波的略短一些。光波极大点到达我们这里的时候变成比发出时节奏更快的一串信号，也就是说，向我们移近的发光体的光比起实验室里同样光源的光显得频率更高，颜色更蓝。反过来，背着我们远去的光源的光比起实验室中同样光源的光就显得频率较低，颜色较红。实际上这种情况和图10…5所讲
126
的效应并没有什么不同，因为一个X射线源绕一颗星作轨道运动时，有时向我们接近，有时背我们远去，X射线闪光的频率也就显得在变高变低。恒星光谱吸收线的多普勒效应可以测量得很精确（参见图A…2）：最好的方法是把恒星光谱和通过同一架摄谱仪形成的实验室光源光谱进行对比，以查明恒星光谱中各种原子的吸收线是处于本来应在的地位还是有所偏移。这样也就容易测定该星的视向速度。特别重要的是测量密近双星的视向速度。一颗星围绕另一颗星公转，只要我们不是正好垂直地向它们的轨道平面望去，这颗星在轨道运动中就时而朝我们奔来，时而背我们离去。我们可以测量光谱中这颗星视向速度的这种周期性变化并且利用它（请阅附录C）来推求有关恒星的质量。实际上我们正是根据光谱中由多普勒效应产生的谱线位移才知道有许多星并不是单星，而是双星。这种双星离开我们实在太远，所包含的两颗星彼此又靠得太近，所以我们用望远镜看不出它们是双星。两颗星并不交替掩食倒不要紧，光谱吸收线的周期性位移依然会告诉人们，那是一对沿着各自的轨道相互绕着公转的双星。
127
附录B宇宙中的距离是怎样测量的如果我们不知道恒星离我们究竟多远，那么对它们就会简直说不上什么来。天上一颗不显眼的小小星点可能是地球跟前一个本身并不发光而只不过反射阳光，直径还不到一米的东西，但是也可能是一个光强相当于整整一个星系，由于远在宇宙深处而原来的壮丽景观不被人们辨认的天体。想要根据地球上可以直接测量的间距去推测宇宙中的距离，这决非容易。在当今这个电子时代，太阳系的距离测量是不成问题的。人们用雷达测量金星的距离，并且根据约翰内斯·开普勒发现的“开普勒第三定律”来分析。这条定律把各行星绕太阳公转的周期和它们的轨道半径联系了起来，举例来说，如果A和B各代表一颗行星，比方说金星与地球，那么开普勒这条定律可写为23（A的公转周期）×（B的轨道半径）23=（B的公转周期）×（A的轨道半径）。行星的公转周期可以直接由观测求得（地球365。26天，金星224。70天），所以这条定律为我们提供了一个联系两行星轨道半径的方程式。人们能够把雷达信号从地球发到金星，并且收到由金星反射回来的信号。雷达信号以光速运动，知道了它的传播时间就可以得到地球与金星的距离，从而求出两者的轨道半径差。这样一来，�