慶祝哈勃19歲 發布130億年前宇宙之初景象

2009年05月07日 08:54:05 　來源：騰訊科技

延伸閱讀→

回顧“哈勃”太空望遠鏡19年之科學成就

 2009年04月28日 14:06:41 　來源：科學松鼠會

Julianne J. Dalcanton　文　Shea　編譯

    在運籌帷幄了幾十年之後，哈勃空間望遠鏡作為美國宇航局大型天文臺中的第一個終于在1990年發射上天，開始決勝千裏之外。在修復了主鏡存在的結構問題之後，哈勃空間望遠鏡徹底地改變了天文學的許多領域，並且為大眾奉獻了一幅又一幅攝人心魄的宇宙畫面。一個正在計劃中的維修任務將使得“哈勃”繼續在天文學中領跑，但是在那之前讓我們先回顧一下哈勃空間望遠鏡在過去的19年裏所取得的科學成就。

    沒有哪一架望遠鏡能像哈勃空間望遠鏡那樣對世俗文化有著這麼巨大的衝擊力，但是它本身的尺寸相對于現代的很多望遠鏡來說卻並不是那麼巨大。把“哈勃”的主鏡立起來比姚明也高不了多少，它的接收面積甚至連地面個上最大望遠鏡的五分之一都還不到。它上面搭載的儀器設備也遠沒有地面上的尖端，更確切地說“哈勃”所使用的探測器技術都已經是十多年前的了。那麼是什麼使得“哈勃”對科學和公眾具有如此巨大的影響力呢？

    [圖片說明]：宇航員為哈勃空間望遠鏡安裝新的儀器設備，使得“哈勃”始終在天文學中領跑。版權：NASA。

    “哈勃”成功的秘訣關鍵就在于三點：位置、位置還是位置。位于地球大氣層之上的“哈勃”擺脫了架在所有地面望遠鏡脖子上的枷鎖。首當其衝效果就是對望遠鏡分辨率——望遠鏡所能探測到的最小角度——的大幅度提高。“哈勃”所拍攝的圖像可以分辨出小于0.1角秒的細節，這相當于0.5毫米在1千米以外的張角。和“哈勃”比起來地面上望遠鏡所拍攝的照片要模糊10倍以上。此外，由于“哈勃”沒有了大氣湍流的幹擾，因此它所獲得的圖像和光譜具有極高的穩定性和可重復性。這些特性使得“哈勃”在測量天體的亮度和結構時可以達到前所未有的精度。

    [圖片說明]：空間成像的高分辨率。左側為位于夏威夷莫納克亞的日本8米昴星望遠鏡所拍攝的模糊星係照片，右側為哈勃空間望遠鏡所拍攝的同一星係。版權：NASA。

    “哈勃”所處位置的另一個鮮為人知的優點是黑暗的天空背景。在地面上看夜空，無論如何都不會是完全黑暗的。上層大氣中的原子會吸收白天日照的能量，然後在晚上以光的形式再輻射出來。在野外黑暗的營地比在明亮的城市街道上可以看到更多的星星，同樣地太空中的“哈勃”可以探測到比地面望遠鏡無法逾越的天空背景還要暗的天體特徵。此外，“哈勃”所處的高度也使得在紫外波段上進行觀測成為了可能，而由于地球大氣層的吸收紫外光子甚至都無法到達地面。這對于追蹤天體物理氣體中某種元素的豐度以及解釋觀測到的遙遠星係的某些現象至關重要。

    在這篇文章中將介紹幾個“哈勃”徹底改變我們認識的領域，這包括了從恒星誕生到死亡的過程、黑洞以及它們和星係形成之間的關係、星係在幾十億年中的演化過程以及檢驗宇宙膨脹的基本模型。

    距離尺度

    自天文學誕生的那一天起天文學家們就一直在面對一個惱人的問題，那就是如何測定天體到我們的距離。在地球上這個問題看上去是這麼的基本和簡單，但是一旦到了天上一切都變得極為復雜。這是因為在天文學中天文學家所觀測到的天體係統的能量輸出和距離可以相差12個數量級（1萬億倍）。因此天文學家經常根據已經預先獲得的一點知識來估計某一個天體係統的基本大小和能量輸出。那麼我們觀測到的是一個距離很近的暗弱天體還是一個明亮但卻非常遙遠的天體呢？此外，即使我們可以對天體的距離做出合理的假設，但這對于檢驗宇宙學模型而言依然顯得杯水車薪。

    在過去的一個世紀裏，天文學家根據近處恒星的距離推算出的遙遠天體距離建立起了一個詳盡的距離“階梯”體係。距離階梯的第一級是那些距離我們最近的恒星，由于地球繞太陽的軌道運動我們可以探測到它們在天空中的位置變化。這一被稱為“視差”的效應由于只涉及到最基本的幾何原理，因此它的結果十分可靠。這一方法的唯一局限是我們測量天體位置變化的精度。隨著精度的提高，視差測量可以推廣到更遙遠的距離。

    而“哈勃”由于它自身的高分辨率和它上面搭載的精細導星傳感器，使得它成為了視差測量的行家裏手。盡管精細導星傳感器主要的用途是在“哈勃”進行科學觀測的過程中保持望遠鏡的精確指向，但是它也可以用來對單顆恒星的位置進行毫角秒精度的位置測量。此外，精細導星傳感器也相當的靈敏，可以測量比“依巴谷”天體測量衛星所能觀測的極限還要暗得多的恒星。通過測量更為暗弱的恒星視差，“哈勃”可以探測更為遙遠的距離，並且可以對銀河係中更大的范圍進行採樣。這使得“哈勃”可以用來校正那些遠離太陽的恒星的光度，這恰恰是建立更為遙遠的距離階梯的關鍵。

    在這類恒星中，造父變星無疑是最重要的之一。它們是一類光度超過太陽數千倍的脈動變星，而正由于它們極為明亮以及特有的光變周期使得它們即使在其他星係中也很容易辨認。造父變星的光度和它的脈動周期之間有著非常緊密的聯係。一旦知道了這兩者之間的關係，就可以通過其亮度的變化周期推算出它的光度，進而根據光度和亮度之間的關係計算出它的距離。因此計算所得距離的精度直接和造父變星的周期-光度關係（周光關係）的精度有關。為此“哈勃”上的精細導星傳感器對造父變星進行了直接的視差測量，大大削減了用造父變星周光關係推算距離的不確定性。盡管這一關係對于不同金屬豐度的星係可能會有所不同，但是在適當地修正之後它已經被用來可靠地確定了許多大質量旋渦星係的距離。而在這之前，從近鄰恒星可靠的視差測量到基于造父變星的距離再到旋渦星係，這一過程需要非常繁雜的步驟。但自從有了“哈勃”的新結果之後，天文學家只需要輕輕一躍就能跳上這一級臺階了。

    “哈勃”的高分辨率在識別近距星係中造父變星的過程中扮演了重要的角色。盡管造父變星很明亮，但是它們在地面望遠鏡的照片中也會和其他恒星混在一起而無法分辨。這就無法識別出造父變星的光度變化，或者是在一個星團中找出其中的造父變星。與之形成對比的是，對于具有高分辨律的“哈勃”來說即使是非常遙遠的造父變星，它也能把它和它附近的恒星分開。這樣一來使得可定出距離的星係數目一下子就擴大了1,000倍。在“哈勃”上天之前，使用造父變星確定近距星係的距離就已經被列入了“哈勃”的核心計劃。造父變星核心計劃已經使用“哈勃”數百個軌道時間來分析了36個星係中的造父變星，所有這些對造父變星的觀測還將用來對距離階梯中更高的一級（例如超新星和塔利-費希爾關係）進行校正。

    這些造父變星的距離已經成為了我們了解遙遠宇宙尺度的基石。更為遙遠的星係的距離則可以根據“哈勃圖”來進行計算，而這裏的“哈勃圖”所反映的是星係退行的速度和它與我們之間距離的線性關係。這一線性關係的斜率則被稱為“哈勃常數”。如果一旦哈勃常數的大小被精確測定了，那麼根據直接測量到的星係退行速度就能反推出星係的距離。“哈勃”對造父變星的觀測為“哈勃圖”的建立打下了基礎，因此它也為哈勃常數的精確測量提供了保證。在“哈勃”之前，觀測得到的哈勃常數有1-2倍的差異，但是在有了新的造父變星觀測之後宇宙距離尺度的不確定性猛然下降到了大約只有10%。

恒星的生命輪回

    盡管恒星經常被認為是永恒不變的，但事實上它們是在不斷演化的。新一代的恒星形成于氣體星雲，而老年恒星則通過行星狀星雲和超新星爆發最終演化成了白矮星、中子星和黑洞。這些恒星形成和演化的過程對于了解宇宙中的許多特徵是非常關鍵的，這其中包括了星係演化、化學元素的散播以及氣體的分布。

    “哈勃”對于恒星天文學最重要也是最漂亮的貢獻就是它研究了諸如獵戶星雲之類的恒星形成區。在這些區域，明亮的大質量恒星會電離氣體雲，使得它們在光譜中具有明亮的發射線。“哈勃”對獵戶星雲的早期觀測發現，其中聚集了許多被濃密氣體和塵埃盤包裹的年輕恒星。盡管已經從理論上和甚大天線陣的觀測中推測出來了這些盤的存在，但是直到“哈勃”所拍攝的高分辨率照片才第一次直接揭示出了這些盤的結構和物理性質。

    [圖片說明]：恒星的一生。圖a：獵戶星雲是恒星誕生的地方。插圖顯示了一顆被塵埃盤包裹住的年輕恒星，而塵埃盤中則可能正在孕育行星。圖b：大麥哲倫雲中的藍色年輕恒星以及形成這些恒星所遺留下的氣體。圖c：麒麟座V838和它的“光學回聲”。圖d：一顆垂死的恒星正在通過行星狀星雲拋射它的外部包層並且在中心留下一顆白矮星。圖e：一個包含有許多老年恒星的球狀星團，其中最暗弱的是白矮星。版權：NASA。

    觀測到的原行星盤正是天文學家們所預想的類似太陽係的行星係統的雛形。“哈勃”照片中這些盤的普遍存在強烈地暗示了太陽係可能並不是唯一的，而最近更是在“哈勃”所拍攝的這些盤的照片中直接找到了太陽係外行星係統。通過觀測已經耗盡其中氣體的盤的結構，“哈勃”也直接研究了處于演化中期的行星盤。在這些盤中，塵埃佔據了主導，而這些塵埃最終要麼會被其中的行星所吸積，要麼就會被驅散。盡管地面上的望遠鏡也觀測到了個別幾個行星盤的案例，但是“哈勃”的觀測才真正證明了它們的普遍性。另外，得益于它超高的分辨率，“哈勃”也揭示出了許多殘骸盤的結構，發現它們的形狀已深受圍繞年輕恒星轉動的行星軌道運動的影響。

    除了研究年輕恒星的特性之外，“哈勃”也在幫助我們了解佔據銀河係多數的老年恒星。盡管這些恒星中的許多和太陽一樣極為普通，但是它們中的大部分要暗得多、質量也要小得多。正由于它們的質量較小，這些恒星更有可能會擁有行星、具有復雜的大氣，甚至還會出現中心能源產能不足的情況，例如褐矮星。幸運的是，這些恒星中的許多都位于由引力束縛在一起的雙星係統中，而雙星係統對于探測恒星的物理性質具有得天獨厚的優勢。雙星相互繞轉的軌道可以用來推算它們的質量，並且由于雙星係統中的恒星都被假設是同時形成的，因此它們也被假設擁有相同的年齡和金屬性。因此在研究鮮為人知的恒星類型的時候，雙星就顯得特別有用。但不幸的是，絕大部分的恒星都非常遙遠，所以在照片中無法把一個雙星的兩顆子星分開，這就很難來測定他們的軌道、光度、顏色和光譜。當雙星中的一顆恒星是低質量恒星時，它就會比另一顆恒星要暗得多，這使得對它們的測量變得難上加難。而低質量恒星正是最復雜、也是我們知道最少的恒星。但是，由于“哈勃”具有極高的空間分辨率、穩定的像質和黑暗的天空背景，雙星的這些特性在它的眼中可以被很容易地測定。因此通過識別出第一個褐矮星雙星、建立低質量恒星的質量-光度關係、對褐矮星質量進行動力學測量、尋找不同尋常的T型矮雙星以及限制低質量恒星的雙星率，“哈勃”在推動我們對低質量恒星和褐矮星的認識上起到了關鍵作用。同時“哈勃”也是在年輕和年老星團中確定低質量恒星和褐矮星數量的重要工具。

    但即使對于為數更多的普通恒星，“哈勃”同樣也給我們帶來了許多驚喜。在過去的那個世紀的絕大部分時間裏，天文學家們相信在球狀星團中可以找到最簡單的恒星集合，而球狀星團則是由上萬甚至上百萬顆恒星在引力束縛下形成的致密星團。球狀星團中的恒星被認為是從同一片星雲中同時形成的，這就使得它們具有相同的年齡和化學組成。但是，由于球狀星團中恒星的密度實在太高限制了對其內部單個恒星的測量，唯有使用哈勃空間望遠鏡才能把球狀星團中的單顆恒星分解開。最近，憑借其極高的測光穩定性和高分辨率，“哈勃”發現有一些球狀星團具有遠超出我們先前預期的復雜性。球狀星團中的一些恒星會通過多次恒星間的相互作用而形成，並且星團中的某些恒星會具有與其他恒星不同的化學組成。雖然這是一個新發現，但是它已經撼動了球狀星團維持了半個世紀的“簡單天體係統”的稱號。

  恒星的死亡

    在恒星中的氫耗盡之後，其中心的主要能源也會枯竭，于是恒星就會經歷劇烈的演化。在這一演化中，恒星會急劇膨脹並且拋射出大量的物質，然後要麼爆發要麼慢慢地變暗，並且留下一個致密的殘骸（白矮星、中子星或者黑洞）。

    從典型的天文時標上來看，恒星演化的晚期階段是驚人的短暫的。天文學家使用“哈勃”追蹤了諸如船底座η這類快速演化恒星的質量損失晚期階段，並且實時測量了恒星所拋射出物質的膨脹和變化過程。他們還發現了在麒麟座V838和超新星1987A中的“光學回聲”現象，這一現象是由于恒星拋射出的殼層在膨脹的過程中反射光線而形成的。同樣令人吃驚的是“哈勃”拍攝的行星狀星雲的照片，它們是低質量恒星拋射出大部分物質之後而形成的。和船底座η以及麒麟座V838類似，行星狀星雲也顯示出了復雜的結構，其中一些還會在年的時間尺度上發生變化。最重要的是，盡管恒星本身是近似球形的，但是在觀測到的這些恒星中沒有一例其拋射出的物質是呈球形分布的。這種不對稱性說明恒星損失質量的過程是相當復雜的，其中涉及到了由恒星自轉、磁場和（或）伴星軌道共同作用下所產生的星風。

    從“哈勃”對中子星的觀測結果來看，即使是中子星這樣看上去更為對稱的天體也誕生自恒星非對稱的死亡。中子星是大質量恒星超新星爆發之後留下的超高密度恒星殘骸。盡管這些大質量恒星初始的質量要大于太陽，但是中子星的直徑只有大約幾千米，這使得它在光學波段上很暗弱。而中子星的光學輻射卻是我們確定它溫度和大小的重要手段，由此可以告訴我們許多有關其內部奇異核物質的大量信息。哈勃空間望遠鏡已經識別出了多個中子星的光學對應體，而且通過多次觀測發現有一些中子星在銀河係中的運動速度盡然可以高達驚人的每秒100千米甚至更高。這些觀測暗示了，盡管初始恒星是球形，但是超新星爆發無疑狠狠地“踢”了中子星一“腳”，只有這樣它才能以如此高的速度離開它的誕生地。

    另外，“哈勃”的觀測還在超新星爆發和神秘的γ射線暴之間建立起了聯係。在“哈勃”剛發射的時候，人們還不清楚這些γ射線暴是來自我們的銀河係內還是來自銀河係之外。隨後的衛星觀測證實了γ射線暴發生在銀河係之外，而“哈勃”對其余輝的觀測則把這些暴發鎖定在了河外星係中的大質量恒星形成區。由此“哈勃”也令人信服地證明了這些劇烈的爆發和大質量恒星死亡的直接聯係。而由這些觀測所引發的理論研究則顯示這些爆發可以解釋在最古老的恒星上所觀測到的反常元素豐度。

　　黑洞

    導致超新星爆發和γ射線暴的爆炸也會產生黑洞，當恒星的物質坍縮到史瓦西半徑以內時黑洞就形成了。對于和太陽類似的恒星，如果它們要坍縮成黑洞的話，它們的半徑就要縮小超過200,000倍到3千米左右。當一個大質量恒星耗盡了能量就會發生坍縮，並且它的物質可以在引力的作用下坍縮入史瓦西半徑以內，于是就會形成一個連光都無法從它表面逃逸的致密天體——黑洞。盡管黑洞的名字中有一個“黑”字，但有時它吸積物質所產生的高溫卻能引發了一些天體物理中最明亮的現象。然而，也有很多黑洞確實是“黑”的，它們的存在只有通過它們對周圍物質的引力作用才能得知。

    尋找黑洞的關鍵是要在非常小的空間內發現有大量的物質，而質量可以通過黑洞對其周圍天體運動的引力作用來推得。當這些天體運動得很快並且在小范圍內其運動速度和（或者）方向有快速變化的話，就能推斷出黑洞的存在。然而，我們必須在一個很小的物理距離內測量這些速度變化，以此來確保所測定的質量聚集在一個足夠小的范圍內，進而才有可能是黑洞。因此，即便是尋找距離我們最近的星係中的黑洞也需要哈勃空間望遠鏡高超的分辨率。

    在過去的十幾年裏，“哈勃”已經革新了我們對黑洞的認識以及它們在星係形成中的作用。在“哈勃”發射的時候，超大質量黑洞一般被假設來解釋遙遠類星體不同尋常的高光度和光譜中的特殊譜線以及近距活動星係核的光度。然而並沒有確鑿的證據能證明類星體本身就是星係，或者目前所有星係中有早期類星體所留下的黑洞。一些地面的觀測強烈地暗示，一部分距離我們最近的星係中心可能擁有大質量的致密天體，但是還遠無法證實它們就是黑洞。

    自從發射上天以後，“哈勃”就這些問題進行了係統的觀測。“哈勃”最早的核心計劃之一就是要建立起（由黑洞驅動的）類星體和星係之間的關係。之後，通過它們對周圍恒星的引力作用，針對“哈勃”所獲得的近距星係光譜的動力學模型證實了黑洞的存在。這些研究也導致了對十幾個星係中央黑洞質量的可靠測量，揭示出了黑洞質量和星係核球質量之間極為緊密的聯係。盡管之前的地面觀測已發現了這一關係，但是誤差要大得多。另外，對觀測的分析還顯示即使是沒有明亮活動核心的“休眠”星係其核心處也有黑洞，由此證實了星係中央的超大質量黑洞是星係形成的一個普遍特徵。

    這個令人驚訝的結論還沒有被徹底地搞清楚。黑洞是大質量恒星死亡的產物，因此它自身的質量相對較小，並且不太可能超過20個太陽質量。但與之形成對比的是，星係中心黑洞的質量可以達到太陽的幾百萬甚至幾十億倍，這就產生了“超大質量黑洞是如何形成的？”、“它們是怎樣運動到星係中央的？”和“超大質量黑洞的質量是怎樣和星係核球質量聯係在一起的？”等一係列問題。“哈勃”的觀測正在逐步地解開這些謎題。“哈勃”發現在一些球狀星團中存在幾萬個太陽質量的中等質量黑洞，它們也許將來會被“吸”入星係的中心。但是也有一些沒有核球的星係（例如，M33），沒有證據顯示它們的中心有黑洞的存在。“哈勃”的高分辨率也使得它可以觀測到與中央黑洞類似或者其前身的結構，它在一些星係的中央發現了有稠密的核心星團的存在。而核心星團的質量則和星係的屬性有關，這就讓人懷疑這些星團最終會演化成超大質量黑洞。“哈勃”的觀測已經證明，這些星團中只有一部分是盤狀的，由此說明了氣體吸積在星係中心大質量結構的形成中也起到了作用。

    如果絕大多數的星係中央確實存在大質量黑洞的話，那麼可以預期黑洞會影響其周圍恒星的分布。由于星係的質量越大其中黑洞的質量也會越大，因此這一效應在大質量星係中會最為明顯。“哈勃”最早的觀測也確實發現了大質量星係和小質量星係中心恒星分布的巨大差異。盡管對這些差異也存在著疑問，但是後續的研究證實了這一發現。星係的中心會有兩種截然不同的結構，大質量星係會有一個亮度分布均勻的“核心”，而小質量星係則有一個突出的明亮中心。一些模型預言，這些亮度均勻的核心是由于星係中心的兩個黑洞所造成的，它們的相互繞轉會驅散核心區裏的恒星。盡管觀測的這一現象可以用中央黑洞來解釋，但是星係除此以外的許多特性也和中心亮度分布緊密有關，例如星係的整體形狀（盒狀還是盤狀，三軸橢球還是軸對稱）以及它的內部運動（旋轉還是不旋轉）。這些現象可能比中央黑洞本身的性質還要重要，因為它們似乎和星係整體的形成過程有著緊密的聯係。

星係演化

    在“哈勃”發射時，天文學家長久以來一直看到的是現代星係相似而又規則的形狀。然而，還有一些長時間存在的問題還有待回答，例如星係的這些形狀是如何形成的、它們又是怎樣隨著時間演化的。從總體上說，只要觀測遠距離的星係就能回答這些問題，原因是這些遙遠星係發出的光要經歷幾十億年才能達到我們。因此，看得越遠就能看到越年輕的星係，就能回到越早期的宇宙。但不幸的是，由于地球大氣造成的幹擾，這些遙遠的星係在地面望遠鏡所拍攝的照片中都是無法分辨的斑點。

    但自從有了“哈勃”之後，天文學家第一次看到了年輕星係的形狀和結構，而它們看上去又是那麼得驚人。與我們在今天看到的旋渦星係和橢圓星係不同，“哈勃”所拍攝的哈勃深空區以及超深空區的照片揭示出了大量的星係。

    [圖片說明]：遠近不同的星係。圖a：星係之間大相徑庭的特性。圖b：哈勃超深空區照片中的不規則星係。版權：NASA。

    哈勃深空區照片顯示，年輕的星係是通過小星係逐級並合而形成的。因此“哈勃”所拍攝的這些照片成為了建立現代星係形成模型的關鍵，在這些模型中星係的物理特性是由其連續並合和吸積物質而決定的。同時通過綜合“哈勃”所拍攝圖像和光譜，對星係團的研究也顯現出了並合在更大的尺度上的作用。只有在擁有“哈勃”的情況下我們才能測量演化中的年輕星係的復雜結構。

    同時，在建立這些模型的過程中測量哈勃深空區中星係的相對距離就成了關鍵。測量相對距離需要對單個暗弱的星係進行費時的光譜觀測。盡管這些觀測會消耗“哈勃”有限的資源，但是天文學家們在拍攝深空區照片上去投入了前所未有的資源，而在對深空區中星係的光譜觀測上也不例外。這些光譜觀測的結果在建立星係顏色和距離之間的關係上起到了至關重要的作用。這一被稱為“測光紅移”的技術是從近距星係上發展起來的，但是只有在有了哈勃深空區觀測以後它才被確認是一種測量最遙遠星係的可靠途徑。自從在哈勃深空區中確認了這一技術之後，為了避免耗時的光譜觀測，測光紅移方法開始被大范圍地用來測定星係的相對距離。測光紅移也使得天文學家可以估計出那麼非常暗弱而根本無法進行分光觀測的星係的距離。測光紅移最早也被用在了哈勃深空區自己身上，結果顯示宇宙中絕大多數星係形成的時間也正是宇宙中恒星開始大量形成的時間。

    除了研究遙遠的年輕星係以外，“哈勃”還研究了星係形成過程中遺留下來的蛛絲馬跡。這些蛛絲馬跡就暗藏在星係裏的恒星之中。從地面上看，一個星係模模糊糊地聚集了幾十億顆恒星。但是當你在“哈勃”的高分辨律下看，模糊的星係影像就變成幾百萬個的點，單個恒星在照片中被分離了出來。這些恒星的顏色和亮度包含了它們年齡和化學組成的信息，使得天文學家可以推測出星係中的恒星形成歷史。

    有了“哈勃”提供的高空間分辨率和穩定的測光能力，高精度的測量便成為了可能。天文學家們已經觀測到了星係中由最年老恒星所組成的結構，進而追蹤到了星係形成最早期。他們還用“哈勃”觀測了近距星係星係盤中的恒星形成，由此在超過幾億年的時間尺度上追蹤了恒星形成的詳細演化過程。

    宇宙學

    “哈勃”最廣為接受的成功無疑是在宇宙學領域。宇宙學的目的是測量並且了解宇宙最基本的大尺度特徵，例如宇宙的年齡、組成和大小。這些量的限制主要來自天文觀測，這也是唯一能在宇宙演化和結構的基礎上測量宇宙距離和年齡的辦法。

    有多種辦法可以測量宇宙的年齡。最保險的辦法就是測量我們今天已知的最年老恒星，它們給宇宙的年齡設定了一個最可靠的下界。為了確定一群恒星的年齡，最理想的辦法是找一個同時形成的星團。由于質量越大的恒星演化得越快——質量最大的恒星很快就演化成了超新星、中等質量的恒星（就像太陽）則會演化成行星狀星雲並且留下一顆暗弱的白矮星、低質量恒星的壽命則會和宇宙的年齡一樣長，因此星團中的恒星會處于不同的演化階段。而星團的年齡則可以從星團中還剩下的恒星的質量來得出。

    針對白矮星，“哈勃”使用這一方法進行了一係列的觀測。在形成以後，白矮星的中心便不再具有能源。因此它會漸漸地冷卻，它的溫度和亮度也會按照理論模型計算出的速率下降。通過比較理論模型和觀測到的白矮星亮度分布就能推算出白矮星的年齡，進而為白矮星的年齡給出一個牢固的下限。然而，由于白矮星非常暗弱，因此很難和其他的恒星區分開。一個聰明的辦法是，天文學家通過“哈勃”進行重復的深度觀測，以此來從前景和背景恒星中分離出星團的成員星。原因是星團中的恒星都具有相同的速度，因此它們在兩張不同時間拍攝的照片上會發生些許的位移。而這些位移會和前景以及背景恒星有著明顯的不同，所以即使對于星團中亮度非常暗的成員星也能被很好地識別出來。由此對白矮星的亮度分布測量就會變得極為精確，進而可以在不依賴于高紅移下的不確定觀測或者其他基本假設的情況下為宇宙的年齡提供一個可靠的下限。而這一方法唯一依賴的是我們對恒星物理的認識，這就使得它可以對宇宙學基本測量進行獨立的檢驗。而這一測量離開了“哈勃”的高分辨率和高測光（和天體測量）穩定性是無法實現的。

    另一個測量宇宙年齡的獨立方法是“哈勃”通過造父變星的距離來測量哈勃常數。除了為宇宙提供基本的距離尺度以外，哈勃常數的值也直接和宇宙在今天的膨脹速度有關。因此它的值對于從今天反推到大爆炸就顯得極為重要。

    考慮到哈勃常數給出的僅僅是今天的宇宙膨脹速率，因此還必須要用天文觀測來限制宇宙過去的膨脹過程。而我們對宇宙過去膨脹速率的認識在研究了高紅移超新星的亮度之後發生了一場革命。距離越遙遠的超新星應該越暗弱，而這種亮度隨距離變暗的方式則直接依賴于我們所處的宇宙模型。對遙遠超新星的觀測顯示，它們看上去比預想的要暗。而超新星的光度我們是清楚知道的，因此它們在亮度上表現出的暗弱就說明它們的距離要比我們早先預期的要更為遙遠。如果這確實屬實的話，就意味著宇宙的膨脹速度要遠快于任何一種僅僅包含物質的宇宙模型的預言。這一“暗能量”或者“宇宙加速膨脹”的證據是20世紀90年代末最重要大的科學發現之一。

    “哈勃”在發現和監測深入宇宙早期的遙遠超新星方面起到了重要的作用。地面上的望遠鏡由于超新星本身亮度低以及其所在星係的幹擾，因此很難在這樣遙遠的距離上發現超新星。然而有了“哈勃”，超新星就可以幹凈地從寄主星係中分離出來，進而可以測定它的亮度。這些被精確測定的亮度可以用來限制超新星的距離，進一步可以限制宇宙早期膨脹的屬性，也為暗能量模型提供一個強有力的限制。

    對暗能量的超新星測量說明，暗能量佔據了宇宙質能密度的絕大部分，但除此以外仍然還有大量暗物質的存在。盡管我們還不清楚暗物質的真實特性，但是我們可以通過間接的手段探測它的質量和分布。其中最成功的手段之一就是測量暗物質對背景星係影像所造成的扭曲。就像是通過玻璃杯來看東西，暗物質會彎曲穿過它的光線，產生一個扭曲的像。通常情況下這一效應非常微弱而無法被測量出來，但是對于暗物質高度聚集的地方，例如大質量星係團，這一效應就非常明顯，並且可以在星係團周圍產生許多弧狀或者環狀的結構。“哈勃”所拍攝的這些照片一直高居其所拍攝的最壯觀的河外星係照片之列。

    有了“哈勃”高分辨率提供的高精度，天文學家們已可以從觀測到的扭曲影像重建出造成這一現象的物質分布。盡管無法直接看到暗物質，但這使得探測暗物質的分布就成了可能。這一技術最引人注目的使用是在最近對兩個碰撞的星係團（子彈星係團）的觀測上。由“哈勃”的觀測重建出的暗物質分布顯示了暗物質和星係團中氣體的顯著分離。就像兩股碰撞的水流，氣體在碰撞的過程中會停止運動，而暗物質和星係則會穿越彼此。這些觀測漂亮地證實了暗物質並不與佔據星係團中普通物質主導的氣體成協，而且也說明了暗物質更像是一種只有參與引力作用而不參與電磁過程的“無碰撞”粒子。所以，盡管還不知道暗物質是什麼，但“哈勃”的觀測使得我們在大尺度上了解了它的行為和特性。

宇宙中的氣體

    雖然宇宙學告訴我們宇宙中的大部分質量是以暗物質的形式存在的，但是幾乎所有的光都是從我們熟悉的普通物質所發出的。這些物質只佔了物質質量一小部分，但是了解它們的組成和空間分布將會幫助我們回答許多天體物理的有關問題。

    普通重子物質中的大部分被認為是以氣體的形式出現的，它們在天體物理光譜中可以產生發射線和吸收線。而這些譜線所在波長以及強弱可以用來限制氣體的化學組成、溫度、密度和壓強。盡管從地面上獲得氣體的光譜已經是司空見慣的事情，但是許多光譜中最有用的特徵卻是紫外波段所特有的，而紫外波段又是只有在太空中才能觀測的。

    “哈勃”的紫外分光儀使得天文學家們可以探測氣體的位置以及氣體的質量是如何隨著時間變化的。“哈勃”最早的核心計劃之一就是通過由氫所產生的吸收線來測量和遙遠類星體在同一視線方向上的（相對）近距星係中的氣體分布。在這之前用同樣的方法也研究了河外星係中氣體的分布，但是只有在更大距離上才能來探測宇宙早期的特性。因此無法知曉氣體的連續演化史留下了一大塊空白。此外，當要在如此遙遠的距離上進行研究的話，我們對這些氣體會和什麼樣的天體聯係在一起還知之甚少。這些氣體是被束縛在星係裏的嗎？或者它們是分布于星係之間的？只有通過“哈勃”的紫外觀測能力才能搞清楚現今這些氣體的總量和分布。由此才有可能建立起一條貫穿從宇宙早期一直到現在的氣體演化“鏈條”，並且解釋在其他近距星係中所觀測到的吸收線。這些早期的研究顯示，當氣體被吸積進入星係之後會快速地演化，並且存在不同的吸收氣體雲，其中一些清楚地和星係成協，另一些則位于“宇宙之網”中。最近“哈勃”的紫外分光儀發現了量更大的氣體，而數值模擬和隨後美國宇航局遠紫外分光探測器的觀測顯示它是一團包圍著近距星係的高溫、彌散等離子體。這些電離氣體所包含的質量甚至比目前已知的恒星和低溫氣體的質量還要大。

    除了研究從宇宙之網到星係間氣體的運動之外，“哈勃”也被用來詳細地研究了單個星係（尤其是銀河係）中氣體的特性。對近距恒星的紫外分光觀測發現了由銀河係中幾十種不同元素所產生的吸收線。通過分析這些吸收線的強度，天文學家詳細了解了不同元素是如何通過恒星被拋射出進入氣體雲的以及它們又是如何被吸入固體塵埃顆粒的。跟蹤這些變化將有助于我們了解這些元素是如何在恒星內部形成的以及觀測到的氣體雲中塵埃的特性。

    天文學的新道路

    除了對科學的直接影響以外，“哈勃”也在塑造天文文化中扮演了重要的角色。在許多科學領域中，數據是“私有”的，只屬于進行這項實驗的小組。地面觀測所獲得的數據在這方面也沒有什麼不同。然而，“哈勃”由于其特殊性，因此將其所獲得的數據無限期地列為“私有財產”顯然是不合適的。所以“哈勃”的數據在1年之後就會向所有人開放。這一舉措無疑有效地放大了“哈勃”的影響力，使得為了不同的目的不同研究小組都可以來使用它的數據。

    在拍攝佔據了驚人觀測時間的哈勃深空區照片上更是充分體現了數據的“非私有”化。在美國空間望遠鏡研究所的科學家處理完有關的數據之後，就立即向公眾公布了照片。而天文界則隨即使用他們各自不同的儀器設備、在不同的波段上對這一片天區也進行了觀測。這樣一種分享、公開數據的做法是史無前例的，同時它也為後面的許多大型天文計劃樹立了典范。目前幾乎所有的天文巡天都會在項目運轉的過程中向公眾公布數據以及數據產品，而不是讓數據成為少數項目提出人的“專利”。這一新的運轉模式引發了一場天文學的“民主變革”，它使得來自小學校或者發展中國家的研究人員也能接觸到全世界最好的觀測數據。由哈勃空間望遠鏡監管委員會制定的這些政策則是推動這一變革的關鍵性步驟。

    “哈勃”的未來

    得益于即將進行的下一次維修任務，“哈勃”的未來將會是光明的。隨著在紫外和近紅外波段成像靈敏度的提高、紫外分光儀的升級以及對失靈儀器設備的更換，“哈勃”的觀測能力將遠勝于過去。即便天文學家在地面上可以通過自適應光學係統獲得高分辨率的天體影像，但是它們仍然不具備“哈勃”所擁有的測光穩定性、紫外觀測能力以及非常低的背景噪音。不幸的是，“哈勃”終將有退出歷史舞臺的一天，那時這扇光學和紫外成像的高分辨率窗戶將就此關上至少達幾十年。