作者：吴新智,何香涛,达尔文,法布尔
出版社：外语教学与研究出版社有限责任公司
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科学名著轻松阅读(套装共4本)试读：
前言
我写过不少天文科普文章，其中最注入心血的，莫过于《追逐类星体》。这是一组系列文章，连载于《天文爱好者》杂志，历时两年多。文章颇受欢迎，上至一些专家和研究生，下至一般的大学生和天文爱好者，都认为其内容新颖、有创意，没有“天下文章一大抄”的弊俗。
什么是类星体呢？类星体是宇宙中的一类星系，和我们的银河系属于同一量级。但是，类星体和一般的星系有很大的不同，它看上去只是一个星点，因此被命名为类星体，即类似恒星的天体。类星体的物理本质至今仍存在许多疑点，被认为是宇宙中最神秘的天体之一。
现代天文学起始于20世纪60年代。第二次世界大战促进了射电天文学的发展。科学家们利用射电技术，突破性地实现了天体物理学的四大发现——类星体、脉冲星、宇宙背景辐射和星际分子。到目前为止，四大发现已获得五项诺贝尔奖，脉冲星两项，宇宙背景辐射两项，星际分子一项，唯独类星体榜上无名。迟迟得不到诺贝尔奖，最着急的当属类星体的第一发现人，美籍荷兰天文学家马尔滕·施密特。施密特在美国加州理工学院任教，已经80多岁。我在那里访问时，曾当面与他交谈，并请他为我签名留念。近年来，天文学的新发现越来越多，类星体的发现不会被永远尘封吧。
中国人听到类星体的名字已经是“文化大革命”开始时了。我本人知道有类星体还是道听途说来的。大概是“文革”初期，在南京开过一次天文界的“革命大批判”会。当时开会，除了批判“走资派”和“资产阶级反动权威”以外，也要以批判的眼光介绍一些科学进展，叫作“抓革命，促生产”。在这次会上，有人介绍了国外发现的一种新天体——类星体。
打倒“四人帮”之后，国内开始有了与国际间的学术交流。1978年，美国派了一个阵容庞大的天文代表团来华，有许多大名鼎鼎的天文学家。其中有马丁·史瓦西，其父就是第一位解出爱因斯坦相对论方程的卡尔·史瓦西。还有一位女天文学家，叫玛格丽特·伯比奇。她曾做过英国格林尼治皇家天文台的台长，在类星体的观测上取得了许多成就。在她做完报告之后，我最想问的一个问题是：类星体是怎样发现的？但是想来想去，觉得这个问题太简单了些，于是没有开口。这次报告会是在北京饭店召开的，规格很高，在京的国内知名天文工作者悉数到会，给我留下的印象实在是太深刻了。我想，什么时候我们能赶上人家，也能观测到类星体，哪怕看看类星体是什么样子，我也就知足了。
中国人的头脑一向不笨，只要把国门打开，让国人走出去，前进的步伐便不可阻挡。就在美国天文代表团访华之后不到两年，1980年，作为改革开放后的第一批访问学者，我登上了前往英国的飞机。
首次踏入异国他乡，一切的一切都十分异样。我来到了英国爱丁堡皇家天文台。在英国，只有格林尼治和爱丁堡两家天文台冠以“皇家”的称号。爱丁堡皇家天文台是英国最古老的天文台之一，建立于1822年。等我到来时，天文台早已非常现代化，云集了一批英国乃至世界著名的天文学家。就是在这里，我开始了对类星体的追逐。《追逐类星体》集结了我对类星体的研究，但本书的内容不局限于类星体，它涵盖了许多现代天文学的知识，包括宇宙学、射电天文学、红外天文学、X射线天文学、黑洞物理学等方面的内容。在讲述有关的科学知识时，还渗入了我对人生和哲学的感悟，以及我个人的经历。文章好坏不论，但保证是百分之百的原创。
知识是浩瀚的海洋，无边无际，永无止境。读者，尤其是青少年读者，如果能通过阅读本书获得一些科学知识，增加对天文学的兴趣，笔者将不胜欣慰。何香涛2014年秋于北京Chapter 1寻找远方的神奇
什么是类星体？
它是怎样被发现的？
类星体的发现和二战时德军轰炸伦敦又有什么关系？
它有着怎样的特点？
类星体为什么又远又亮？
……类星体的发现战争驱动力
人类憎恨战争，因为战争使生灵涂炭，但战争在某种意义上也促进了生产力的发展，尤其是某些科学的发展。第二次世界大战期间，德国人疯狂至极，征服了几乎整个欧洲，唯一没有臣服的大国是英国。阿道夫·希特勒忙于和苏联苦战的时候，无时无刻不想除掉这个心腹之患。鉴于一时无法用陆军征服，只能不停地进行空袭。但不久希特勒便发现，每次空袭对方居然都事先有了防范。纳粹二号人物赫尔曼·戈林大为恼火，认为一定是内部出了叛徒。这件事一直到二战结束，仍然是个谜。美国著名战地记者威廉·夏伊勒曾目睹希特勒的上台、二战经过和纽伦堡对纳粹战犯的审判，在其名著《第三帝国的兴亡》一书中记述了这件事。事实上，侦破纳粹每次空袭的不是间谍，而是英国的雷达技术。当时，英国的雷达技术已经相当先进，海岸预警雷达能够随时监视敌机的到来。突然有一次，英国的预警雷达出现故障。英国军方十分紧张，以为德国造出了破坏雷达的新式武器。后来证实，破坏雷达的“敌人”是来自太阳的射电爆发。这一秘密直到战后才公布。为此，有人建议将这一事件发生的时间——1942年，定为太阳射电天文学的诞生年。二战时期使用过的雷达
战后，一批为军事服务的科学家转搞射电天文，使英国的射电天文学在相当长的一段时间内一直处于世界领先地位。其中最著名的是马丁·赖尔。他将单个的望远镜串联起来观测天体，使其能力成倍地增加，称为“综合孔径技术”。赖尔因此获得1974年的诺贝尔奖，是天文界最早的诺贝尔奖得主之一。
英国剑桥大学开始利用射电望远镜进行巡天观测。所谓巡天观测，即寻找天空中发射射电波的天体。由于不知道这些天体是什么，所以把它们统称为“射电源”。第一个被发现的射电源是天鹅座A，它几乎是天空中最强的射电源，后来证实它是一个射电星系。1950年，剑桥大学发表了它的第一个射电源表，称为1C。1C中共包含50个射电源。1955年发表了2C射电源表，共包含1936个射电源。由于技术上的原因，这些源大部分是伪源。1959年，经过重新鉴定，发表了3C射电源表。3C共包含471个源，这些源中实际上已经包含了类星体。当天文学家试图用光学望远镜去辨认这些射电源对应的天体究竟是什么时，类星体的发现已经成了必然。开创射电巡天观测的剑桥大学射电天文望远镜
1960年，美国帕洛马山天文台的艾伦·桑德奇首先在三角座找到了3C 48（3C表中的第48号源）的光学对应体。它看上去就像一颗普通的恒星，但它的光谱线很不正常，具有宽的发射线，而一般的恒星都是吸收线。另外，它的紫外波段的辐射也比普通恒星强很多，而且具有光变。
另一个与发现类星体擦肩而过的是西里尔·哈泽德，他用设在澳大利亚帕克斯的口径为64米的射电望远镜准确地测量了3C 273的位置。他用的方法非常巧妙，选择3C 273经过月球的机会，利用月球1掩食逐点对3C 273进行观测。结果发现，3C 273是一个射电双源，2中间夹着一颗恒星，恒星的星等为13等。进一步观测发现它和3C 48一样，也具有宽的发射线，这些发射线也无法证认。哈泽德的工作是1963年宣布的。位于澳大利亚帕克斯的64米射电望远镜
幸运女神最终落到了马尔滕·施密特头上。施密特是哈泽德的同事，也在帕洛马山天文台工作。他用该天文台的5米光学望远镜进一步观测3C 273，准确地测量了每一条发射线的位置。他在一次谈话中告诉作者，他用了六周的时间去思索这些发射线究竟是什么。最终，他恍然大悟——原来这些线就是一些最普通的氢的巴耳末线和电离氧的谱线，只不过向红端方向位移了很多。3C 273的光学照片3C 273的光谱（上面是它本身的光谱，下面是用作波长定标的标准光谱。）
上图是3C 273的光学像，下方是它的光谱。天体的光谱线向红端方向位移，叫作红移。红移值Z定义为观测到的波长λ相对于地球上实验室波长λ的位移比0
由于λ总是大于λ，所以红移值Z始终大于0。03C 273的典型发射线及其红移值
根据施密特的证认，得出3C 273的红移值Z＝0.158。如此大的红移值，说明它肯定是处在银河系之外的一种新的天体。1963年，施密特将他的工作发表在英国《自然》杂志上。至此，类星体正式被发现。施密特于1963年发表在《自然》杂志上的论文的原文影印幸运之神
当人们谈及类星体的发现者时，总忘记不了上面提到的桑德奇和哈泽德。但是，正式的发现者只能是施密特。据说，桑德奇对此感到郁闷，他本人后来不再搞类星体，并且离开了帕洛马山天文台的主管单位——加州理工学院天文系。他甚至公开宣布，拒绝再使用5米望远镜。为什么有着丰富观测经验的桑德奇和哈泽德，未能进一步追问他们发现的新天体究竟是什么呢？原因是旧有的概念束缚了他们的思想。在当时，科学家已经发现了天空中有一些强射电源，如天鹅座A和仙后座A。所有这些强射电源在天空中都有一定的大小，而且是处在银河系之内，因此把它们都称为“源”而不是“星”。另一个原因是红移大小的禁锢。3C 48和3C 273的光谱线都很简单，只是谱线的位置发生了红移。红移的概念在当时早已清清楚楚。但是，所有测出的河外星系的红移值都远小于0.1。人们想不到，还有红移大于0.1的河外天体。施密特的功劳恰恰是捅破了这层窗户纸。
幸运之神有时也会开一个玩笑。20世纪80年代初作者访问加州理工学院天文系时，曾遇到天文学家杰西·格林斯坦，他是研究恒星大气的权威之一。一次，他问我：“你知道类星体是谁最早发现的吗？”听他话里有话，我只好含糊其辞地说：“不是施密特吗？”他很爽快地说：“不，是我。我在研究白矮星时就发现了这种天体，认为是特殊的白矮星，等人家公布了才知道原来是类星体。”在类星体正式被发现的三年前，1960年，格林斯坦和加州理工学院的另一位著名实测天体物理学家约翰·欧克教授就发现了QSO Ton 202。他们手头的观测资料太多了，根本没有把这颗星当回事，更没有发表。直到1970年，他们才将自己的“过期发现”发表在《太平洋天文学会会刊》上。
类星体的命名还有一段有趣的过程。类星体被发现之后，人们都从射电源上去寻找此类天体。这些射电源的对应体看上去和普通的恒星一样，所以被命为类星射电源。类星射电源有一个共同的特点，它们紫外辐射很强，颜色看上去很蓝。根据这一特点，天文学家开始用光学方法去寻找这类天体。不久发现，用光学方法找到的这类特殊天体，很大一部分没有射电辐射，或者射电辐射强度很弱。于是，人们把这类天体称作蓝星体。事实上，很多恒星的颜色也很蓝，例如白矮星，它们的光谱能量分布和类星体很相似。这就是为什么格林斯坦在寻找白矮星时找到了类星体。
很快，天文学家们就意识到，类星射电源和蓝星体应该属于一类天体，尽管它们的物理本质当时尚不清楚。于是，为它们共同起了一个概念不明确的名称——类似恒星的天体，英文是“quasi-stellar object”。在一次得克萨斯州举办的相对论天体物理学讨论会上，记者要报道这一新的发现，但认为新天体的名称太拗口了。一位华裔美国天文学家立即给这种天体起了一个响亮的英文名字“quasar”，这个人便是丘宏义。丘宏义是留美学者中的一位佼佼者，他在中微子天体物理学方面建树颇多，称得上是开拓者之一。后来，他主编了一本关于恒星演化的文集，被人批评为错误百出。丘宏义咽不下这口气，开始打起了洋官司。从此，他忙碌于官场，不再写天文文章。但丘先生多才多艺，而且还做得一手好菜，不写天文文章可以写菜谱。我的一位合作者，托洛洛山美洲天文台台长马尔科姆·史密斯告诉我，他当年的婚礼宴会就是由丘先生主厨的。
美国的《天体物理学报》是世界上最权威的天文学杂志之一。它当年的主编是苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡。这位美籍印度天文学家是1983年诺贝尔奖的获得者，但思想却比较保守。在他任主编期间，一直不允许“quasar”一词出现在《天体物理学报》上。不过，这个新词越来越流行，终于被国际上正式采用了。“quasar”一词在日本被翻译为“凖星”，在中国台湾被翻译为“魁煞星”。“魁煞星”是由台湾著名学者、原台湾“清华大学”校长、号称“台湾四大公子”之一的沈君山先生定名的。我认为这个音译名颇为精彩，全世界的天文学家们努力了将近半个世纪，至今仍然降服不了这个“魁煞恶神”。迟迟不给的诺贝尔奖
20世纪60年代，现代天文学开始起航，航队的旗舰便是类星体。
这个时期的天文学成就以四大发现为标志，即类星体、脉冲星、星际分子和宇宙背景辐射。四大发现彻底改变了天文学在自然科学中的地位。传统的自然科学，号称六大学科——数、理、化、天、地、生。天文学在六大学科中，自称是最古老的学科，因为人类的农耕要求知道节气。这就需要研究日地的运动规律。但是，天文学毕竟实用价值有限，在自然学科中不会太受重视。大家知道，天文学没有独立的诺贝尔奖，是和物理学一起参评。四大发现，居然得了五项诺贝尔物理学奖。其中，脉冲星两项，宇宙背景辐射两项，星际分子一项。奇怪的是，四大发现之首的类星体，却一直被搁置在那里。
为什么迟迟不给类星体的发现颁发诺贝尔奖，说法不一。一种说法是，类星体本身是一种天体，物理味道不浓。但这说不过去，脉冲星不也是一种天体吗？另一种说法是，类星体的发现者不是唯一的。通常认为发现者是施密特，其实桑德奇和哈泽德的功劳也很大。尤其是桑德奇，他是第一位在美国的5米望远镜上证认3C射电源表的天文学家，发现了3C 48的光学对应体。他在文章中写道，“它（3C 48）与我们那时候看到的任何天体都不一样，我至少拍摄了五六次光谱，测量了谱线的位置，发现毫无头绪”，“它的光谱有很强的紫外辐射，还有几条又强又宽的奇异发射线，却找不到其对应的元素”。桑德奇的这些言论虽然令人遗憾，但的确证明他是第一位找到类星体的人。将来颁发诺贝尔奖时，是给施密特一个人，还是加上桑德奇，给两个人？或者再加上哈泽德，给三个人？
1985年，第十九届国际天文学联合会大会在印度召开，首届类星体专题讨论会同时举行。讨论会举办地设在印度南部的电影城班加罗尔。班加罗尔周围的环境优美，尤其是规模宏大的野生动物园。人骑在大象上在动物园里漫步，欣赏老虎、狮子等各种动物自由奔跑。施密特夫妇也参加了这次会议。因为早就和他们比较熟悉，我和施密特的夫人谈起了诺贝尔奖的事，这自然引起了夫人的极大兴趣。她十分感慨地说：“马尔滕（施密特的名字）一直在努力地工作，多次应邀在各种大型会议上做报告。这么重要的发现（未能获奖），也不知是什么原因。”我告诉她不用着急，天文界的学者都认为很快就会有好消息了。不想，30年都要过去了，类星体依然还是原来的类星体。施密特夫妇一起坐在大象上逛野生动物园，背坐者是作者。寻找类星体发现类星体靠射电，寻找类星体靠光学
邓小平有一句名言，“科学技术是第一生产力”。这句话被我们奉为金科玉律。科学推动了生产力，生产力的发展反过来又促进了科学的进步。因此，把邓小平的话修改为“科学技术是第一生产力，生产力是科学技术的第一源泉”，也许更加全面。
美国有一个著名的从事电话和通信行业的公司，叫作贝尔实验室。贝尔实验室为了提高自己的技术水平，雇用了很多高科技人才，进行了大量的探索性试验。这些研究不仅促进了生产力的发展，产生了巨大的商业利益，更创造出许多顶尖的自然科学成果。其中，射电3天文学尤其突出。
1931年，在贝尔实验室工作的无线电工程师卡尔·央斯基，用可移动天线寻找越洋电话的干扰源。他刚开辟了跨大西洋的长途电话业务，想搜寻有哪些外界干扰因素影响通信。他惊奇地发现，除了雷电干扰之外，还有一个固定的噪音源，这个干扰讯号“每天”出现一次。这个“每天”不是24小时，而是23小时56分04秒，比正常的一天短了4分钟。说明这个干扰源不是来自太阳系，而是来自银河系。原因是，地球的自转周期相对于太阳是24小时，相对于银河系正好是23小时56分04秒。反复测量证实，这个干扰讯号正是来自银河系，而且是来自银河系的中心方向。1932年，央斯基发表文章，断言这是来自银河系中心的宇宙射电辐射。从此，射电天文学宣告诞生。央斯基和他的无线电望远镜
央斯基的发现在当时并没有引起人们的关注。1937年，同样是一位无线电工程师的格罗特·雷伯制造出了一架抛物面天线，并用将近十年的时间对天空中的无线电辐射进行巡天式的观测，绘出全天射电源的等强度线，射电天文学才真正发展起来。
射电天文学的兴起，使天体物理学产生了革命性的变化。不是量变，而是质变。在此之前，天文学家在那里辛辛苦苦地制造大型的光学望远镜。早期的光学望远镜以折射型的为主，后来改进为以反射型4为主。第二次世界大战之前，美国就致力于制造口径为200英寸的大型望远镜，直到1948年，望远镜才全部完成，历时15年之久。这便是著名的位于帕洛马山天文台的5米望远镜。该望远镜称霸世界达20多年，直到1976年，苏联在北高加索特殊天体物理台建成6米的光学望远镜。6米望远镜在当时已经制造得非常先进，但令人遗憾的是，它并没有惊天动地的发现。天文学家们的注意力只拘泥于天体发来的星光了。
射电望远镜的问世立刻打开了人们的思路，造就了20世纪60年代天体物理学的四大发现——星际分子、类星体、宇宙背景辐射和脉冲星。没有射电天文学指路，科学家即使已经看到了类星体，也不敢去承认。然而，当类星体发现之后，天文学家们却又惊奇地发现，射电辐射并不是类星体专有的物理特性。事实上，大部分的类星体在射电波段的辐射都很弱。当我们把类星体分为射电噪和射电宁静两类时，属于射电噪的类星体只占类星体总数的百分之十左右。这样一来，要想发现更多的类星体，仅通过射电方法证认射电源显然是不够了，还必须回过头来使用传统的光学方法。因此，发现类星体靠的是射电技术，寻找类星体还必须依靠光学，从颜色差异上入手。
类星体，顾名思义，是一种类似恒星的天体。它在照片上的样子和一般的星星没有区别，也是一个一个的小点源。下图是作者在室女座天区发现的一批类星体。显然，人类无法用肉眼将类星体与周围的恒星区分开。室女座天区的一批类星体，用数字标注。这是作者刚开始寻找工作时的成果。
事实上，类星体发现之初，天文学家就注意到了这一问题。那么，天文学家们是如何从茫茫的星海中寻找类星体的呢？原来，类星体的最大特征表现在它的光谱上。一颗恒星的光谱主要由两部分组成：连续谱和光谱线。连续谱是指光谱强度按波长的分布；光谱线则是分布在连续谱上的一些孤立的谱线，可以是发射型的谱线，也可以是吸收型的谱线。下图是一个典型的类星体光谱，它是由14颗类星体的连续光谱取平均得到的类星体标准谱。连续谱上标出的是一条一条的类星体的发射线。类星体连续谱有一个显著的特征，就是随波长变化非常平滑。在短波一端，辐射强度F仍然很强，换句话说，在蓝端的辐射很强。我们把这种类型的天体叫作蓝天体，或者叫作紫外超天体。用光学方法寻找类星体，首先就是利用了它的连续谱的这一特性，也就是它和普通恒星在颜色上的差别。由14颗类星体的连续光谱取平均得到的类星体标准光谱，红移值从Z＝0.26到Z＝2.86。横坐标是波长λ，纵坐标是辐射强度F。λ
天文上，连续光谱的强度分布特征常用颜色来表示。最常用的是三种颜色——U、B和V。对应的中心波长分别为
U＝3650 Å
B＝4400 Å
V＝5500 Å
它们分别对应于三种颜色：紫外（U）、蓝（B）和可见光（V）。每一种颜色都可以用星等来表示，即U星等、B星等和V星等。两种颜色的星等差，叫作色指数。有了这些基本概念之后，我们就可以用色指数来寻找类星体。经过不断探测，天文学家发现，只要搜寻的天体满足
U星等－B星等＜0.4
就可以把大部分类星体包括进来。我们把这种筛选类星体的方法叫作多色方法或色指数方法。
用多色方法寻找类星体的典型例子就是类星体的发现者马尔滕·施密特和他的学生理查德·格林的工作。他们对北天区全部进行了巡天观测，覆盖了10714平方度的天区，历时近十年。共发现了92颗类星体，平均每年发现的类星体不到十颗。不过，他们发现的全部是亮的类星体，B星等小于16.16等，被视为亮类星体的最完备样品之一。无缝光谱方法
在类星体的标准光谱上有很多的发射线，这些发射线也是用来发现类星体的一个重要手段，我们把这种方法叫作无缝光谱方法。
使用物端棱镜或物端光栅得到天体的无缝光谱的方法，已有很长的历史，但直到20世纪70年代才被用于发现类星体。最初的工作是由位于智利的托洛洛山美洲天文台开创的，主要由马尔科姆·史密斯和帕特里克·奥斯默两位天文学家进行。他们用一架60厘米的施密特5望远镜加上物端棱镜去寻找类星体和发射线星系。后来，史密斯从那里回到英国爱丁堡皇家天文台工作。他刚到没多久，我也来到了这里，从此就开始了与他的合作研究。6
我们用的物端棱镜底片来自澳大利亚的英澳天文台。用物端棱镜光谱（也就是无缝光谱）怎样寻找类星体呢？我们再看一下前页的标准光谱。类星体的光谱中有许多非常强的发射线。其中，最强的氢7莱曼α线（Lyα）、电离碳的两条线（C III, C IV）和电离镁（Mg II）的一条线，波长分别为：
Lyα λ＝1216 Å
C III λ＝1549 Å
C IV λ＝1909 Å
Mg II λ＝2798 Å
在一般的恒星光谱中，这些线处于紫外波段。对于类星体，由于红移，观测到的波长需乘以红移因子，即
λ＝λ·（1＋Z）。0
这样，这些谱线会出现在可见光区，刚好被观测到。在无缝光谱底片上，搜寻那些有发射线特征光谱的天体，作为类星体的候选体。将候选体找出来之后，还必须再用大望远镜仔细观测它的光谱，测出其红移值，一颗类星体便宣告诞生了。
熟能生巧，我在寻找类星体的过程中，对无缝光谱方法做了较深入的探讨。类星体的强发射线都集中在短波段，例如莱曼α线的波长只有1216 Å，要想出现在3400 Å以远的可见光区，其红移值至少要Z＞1.80。这便是无缝光谱方法的选择效应，它只对高红移的类星体敏感。我发现，除了利用发射线去辨认类星体之外，类星体的连续谱也可以用来与恒星区分。这样找出的类星体就不再受发射线的限制，低红移的类星体也可以被发现，因而减少了无缝光谱的选择效应。此外，为了更精确地筛选出所有的类星体，还必须和各种光谱型的恒星进行比对。用英国施密特望远镜拍摄的物端棱镜光谱，中间一颗便是类星体的候选体。光谱中的黑点是发射线。周围的粗黑光谱来自恒星。
实际观测表明，使用改进后的无缝光谱方法寻找类星体，成功率非常高。我曾与美国著名天文学家霍尔顿·阿尔普教授合作。他是当代类星体研究的权威之一。他在其专著《类星体、红移及其争论》一书中写道，“中国天文学家何香涛仔细地寻找了NGC 1097周围8.1平方度天区内的类星体，共得到43颗候选体。我观测了其中的33颗，结果有94％是真的类星体。这是我见过的寻找类星体的最高成功率。”作者正在寻找类星体。共发现了多少类星体
科学发展之迅速从类星体研究中得到了充分的证明。类星体发现于1963年。那时，只要找到哪怕一颗类星体，也可以写一篇文章发表。后来，天文学家们在寻找类星体的过程中，逐步发展了各种方法。目前，选择类星体候选体的方法主要有以下几种：（1）射电方法（2）多色方法（3）无缝光谱方法（4）弱变光天体方法（5）X射线方法（6）红外辐射方法（7）零自行方法
所有这些方法都是先找出类星体的候选体，再进行单星分光观测予以确认。射电方法是最经典的发现类星体的方法。首先寻找射电源，根据射电源的物理特性找出其光学对应体，选出类星体的候选体。多色方法和无缝光谱方法我们已经做了详细的介绍。弱变光天体方法是基于类星体不规则的光变去寻找。X射线方法和红外辐射方法是基于有些类星体在这些波段上有不寻常的辐射，根据其辐射特征找出相应的光学对应体进行证认。零自行方法最有意思。由于类星体都是银河系之外的非常遥远的天体，不参加银河系的任何运动，因此，从地球上看去，它们应该没有任何的相对运动，也就是孤零零地悬挂在那里。我们看到的所有的恒星都是银河系里的天体，自然会绕银河系旋转，因此会有自行运动。这样一来，我们找出那些样子像恒星，但没有自行运动的天体，不就是类星体了吗？
类星体发现多了，自然要编成类星体表。第一个类星体总表是1977年由阿德莱德·休伊特和杰弗里·伯比奇合编的，共包括637颗类星体。伯比奇是大名鼎鼎的天文学家，曾做过美国基特峰国家天文台的台长。而这位休伊特其实不是天文学家，只是伯比奇的女秘书而已。后来，他们又编了几次表就停止了。接下来编表的是法国天文学家韦龙夫妇。他们于2000年编辑的《类星体和活动星系核表》（第九版）中，类星体总数达到13214颗；最新一版的数目是133336颗类星体（2011年，第13版）。可以看出发现类星体的速度之快。事实上，已经发现的类星体远远超过这个数。有两家发现大户。一是英澳天文台，他们利用物端棱镜巡天数据，加上2平方度视场（2 dF）的光纤光谱仪，已经发现了2万多颗类星体。另一家是美国的斯隆数字巡天，他们每年发表一批类星体。到2013年7月的第十批，已经发现了308377颗类星体。加上目前在天文学家手中尚未发表的类星体，类星体的总数肯定在40万颗以上。类星体的光谱天文学家的“法宝”
听来似乎难以置信，天文学家居然能把几万光年，甚至几亿光年远的一个天体，从化学组成到物理状态的各种情况测量得一清二楚。天文学家手里的“法宝”是什么呢？原来就是天体的光谱。在所有的天文观测手段中，给予我们信息最多的莫过于光谱了。
我们已经看到过类星体的光谱了。拍摄光谱的仪器叫作摄谱仪。天文上用的摄谱仪和一般物理实验室的摄谱仪在原理上完全一样，只不过前者制作得更为小巧和灵便，为的是挂在望远镜的后端，和望远8镜一起不停地运转。近代摄谱仪的另一特点是用CCD元件代替了照相底片，这不仅减少了天文学家在暗室中操作的劳累之苦，更重要的是观测的灵敏度得到了成百倍的提高。
通常把天体的光谱分为两类：连续光谱和线光谱。连续光谱是按红橙黄绿青蓝紫的顺序排列下来的，即按波长从长到短。线光谱则是一些离散的光谱线。一般情况下都是线光谱和连续光谱叠加在一起，即在连续光谱上呈现一根根的光谱线。用连续光谱测定天体的温度
先看一看天体的连续光谱能告诉我们什么。我们坐在火炉旁边时会感到暖和，这是因为火炉向四周发出辐射，这种辐射就属于连续光谱。火烧得越旺，温度越高，辐射便越强烈。我们把这种辐射叫作热辐射，或者黑体辐射。在实验室里可以造一个黑体，按黑体的温度拍下它的连续光谱，便是标准光谱。然后，将天体的连续光谱与这些标准光谱进行比较，便可以得出天体的表面温度是多少。例如，我们常说太阳的表面温度大约是6000摄氏度，就是这样定出来的。
用连续光谱直接去测量一个物体或者一个天体的温度的方法都是基于热的概念。一个物体越热，它的温度就越高，由它发出的连续辐射也就越强。这种辐射用单一的物理参数——温度去描述，便是通常的热辐射。
利用连续光谱不仅可以测定天体的温度，还可以检验天体的辐射性质。实际上，并不是所有的天体连续谱都能与标准光谱符合得很好。20世纪50年代，天文学家们开始注意到，许多天体的连续谱无法和任何一个热辐射谱相符合，这说明天体在这些波段的辐射并不是由于加热而发出的，于是把它们发出的辐射称为“非热辐射”。非热辐射在近代天体物理学中有着重要的物理意义，因为它表明了在这些天体上存在着许多特殊环境。这些特殊环境往往是地面上难以实现的，而这正是天文学家和物理学家的兴趣所在。在非热辐射的各类天体中，类星体是十分典型的，类星体发出的连续辐射大部分是非热辐射。
线光谱的形成则比较简单。原子中的电子都在一定的轨道上绕原子核旋转，每一个轨道对应于一个能级。电子从高能态跳到低能态，便以发射一份光子的形式释放一份能量。用E和E代表上下两个能mn态，则电子在跳跃后产生的辐射波长λ满足
h是一个常数，叫作普朗克常数，c是光速，λ便是波长。而电子从低能态跳到高能态，则要吸收光子。无论发射光子还是吸收光子，光子的波长都是一定的，表现在光谱中就是一条很锐的谱线。
原子的光谱非常复杂，就连最简单的氢原子也可以形成一组一组的谱线（见下图）。其中，莱曼线系和巴耳末线系是最重要的。莱曼线系分别叫作Lyα、Lyβ、Lyγ……；巴耳末线系分别叫作Hα、Hβ、Hγ……。序号是用希腊字母α、β、γ、δ……表示的。这些氢线都是类星体光谱中最重要的谱线。上方是氢原子能级，下方是巴耳末线系在光谱中的排列。氢线是类星体中最丰富的谱线。
不难理解，每一根谱线都是和一定元素的原子联系在一起的，就像原子的“身份证”一样。我们在实验室里预先把所有原子的谱线都测量出来，造一个“户口册”。当拍好天体的光谱以后，就将其谱线与“户口册”对照，这项工作叫作谱线的证认。一个天体的光谱，有时多达几千条谱线，天文学家需要耐心地一根一根地进行证认，最后查清楚这个天体有哪些化学元素。根据谱线的强弱，还可以知道这些化学元素的含量是多少。
虽然是同一种化学元素，但在不同的物理条件下，光谱线在细节形态上还可以有千差万别，据此便能判断出天体上的物理状况。因此，光谱线不仅可以告诉我们天体的化学组成，还可以告诉我们天体上的压力、温度、密度、磁场等。类星体的光谱
我们曾经提到，类星体在正式发现之前已经被天文学家观测到了，但是却擦肩而过。其原因有二：一是类星体的光谱并没有什么非常特殊的地方；二是由于红移的原因，类星体的光谱线都不处在实验室中所获得光谱的正常位置，每根谱线都向红端（即长波方向）移动了。由于每颗类星体的红移大小不一样，移动的多少也就不一样，因此容易造成证认上的错误。
类星体的光谱的确没有非常特殊的地方，但是，平凡之中却反而显示了“特殊”。换个角度看，类星体的光谱是一个“万宝箱”，应有尽有。天体中出现的各种类型的连续光谱和线光谱，在类星体的光谱中都可以找到。
总体上，类星体的光谱由两部分组成：连续谱和线光谱。线光谱又分为两类：发射线和吸收线。电子由高能态跳向低能态时，会释放出一份光子，叠加在连续谱上，从而形成高出连续谱的发射线。反之，电子由低能态跳向高能态，要吸收一份光子，从而形成低于连续谱的吸收线。所有的类星体都存在着明显的发射线，这也是类星体的突出特征。部分类星体，除了发射线以外，还同时存在着吸收线。下图是笔者1982年2月17日在美国帕洛马山天文台发现的一颗非常具有特色的类星体的光谱。当时，5米望远镜才安装上双光束摄谱仪，即将摄谱仪分为两个波段：红光照相机对应于5000～10000 Å，蓝光照相机对应于3000～5000 Å。两部分光谱再合在一起处理。因此，整个光谱的观测波长从3000～10000 Å，覆盖了地面上能看到的全部可见光光波。在该类星体的光谱中可以看到一些很强的发射线，强发射线的旁边还伴有强的吸收线。这些相伴的吸收线是由于类星体周围的气体吸收了一部分光线造成的。如果不考虑发射线和吸收线，把整个光谱平滑地连起来，便是连续光谱。可以看出，连续光谱的走向受到了这些发射线和吸收线的“歪曲”。在短波波段，当波长短于4000 Å时，地球大气的吸收就变得很严重了。笔者发现的类星体Q1232＋134的光谱，波长范围为3000～10000 Å，每条谱线对应的元素标在上方。连续谱总也符合不好
类星体在所有的电磁波段上都有辐射，包括γ射线、X射线、紫外线、可见光、红外和射电。如果按上述处理连续光谱的方法对类星体Q1232＋134（见上图）的光谱加以平滑，便可以得到它的连续谱。细心的读者不难发现，这样得出的连续谱大致应该是一条直线。将它与本书25页的标准光谱去比较，无论如何是不相符合的。因此也无法用类星体的连续谱得出类星体的温度。
前文已经提到，这一现象是由于类星体的非热辐射造成的。非热辐射有多种，是天体物理学中很重要的一个研究领域，有关的内容已经超出了我们讲述的范围，在这里只列出它们的名称：回旋辐射、同步加速辐射、曲率辐射、康普顿散射、逆康普顿散射……非热辐射的连续谱有一个共同的特点，如果横坐标用频率的常用对数来表示，纵坐标用强度来表示，它们的谱型都是接近于一条直线，我们把这种谱叫作幂率谱。幂率谱虽然都是直线型，但直线的倾斜程度，也就是斜率却是不一样的，一般是用幂率谱指数α去描述。为了更直观地说明这一点，我们选取若干个实际观测到的类星体的光谱。下图中每个类星体的波长范围都是从5000 Å到1900 Å，图上横坐标是用频率数值（除去了单位Hz）的常用对数标出的。每一个光谱下方的直线，便是拟合出来的幂率谱。每个光谱中突起的谱线就是类星体的发射线。如果仔细分析，会发现连续谱的直线似乎画得有些偏低，在直线的上方还有许多额外的突起，而并非是发射线。真实情形的确是这样，类星体连续谱的辐射机制相当复杂，它的辐射谱型不是单一的，而是混合型的，往往是在幂率谱的基础上附加其他的辐射源。其中，最典型的特征是3000 Å突起，亦称为蓝色突起。观测发现，大部分类星体在相当于静止波长2000 Å＜λ＜4000 Å之间，连续辐射明显增强。而在3000 Å处，还形成一个突起，仿佛是一条光谱线。实际测得的光谱中并没有这条谱线，这个突起究竟是怎样形成的，仍然是一个研究中的问题。类星体在光学波段的连续谱，3000 Å处的突起十分明显，其中第三条光谱是7颗类星体的平均。
类星体的连续辐射主要是非热型辐射，但也有一定成分的热辐射。有些波段，热辐射的比重还相当大。类星体标准光谱
大部分地面实验室中的原子光谱在天体中都可以找到。不仅如此，有些光谱线是在天体中首先发现的，而在实验室中一时找不到对应的谱线。后来发现，天体中可以创造出极为特殊的物理条件，一些特殊谱线只有在这样的条件才能产生。科学家们于是在地面实验室中尽量模仿天体的条件，创造出高水平的科学实验平台。
类星体光谱中有多少条谱线，取决于望远镜的观测水平。有的研究课题，专门追求获得更多的谱线，于是动用大型的望远镜、高分辨率的摄谱仪，进行极长时间的露光。在这些条件下，可以发现几千条谱线。不过，许多谱线并不是固有的谱线，可能是一些次生线。通常情况下，类星体中出现的各种发射线仅有60多条，出现频率较高的不过20条左右。类星体的主要发射线十分突出，都是一些宽而强的谱线。当天文学家们寻找类星体时，只要看到这些谱线，便会立刻兴奋起来，因为这些谱线以及它们的特殊形状在天体中几乎是唯一的。
下面的表格列出了类星体的光谱中最主要的发射线及其相对强度。我们将Lyα线的相对强度设为100。Lyα线是氢莱曼线系中的第一条谱线，波长为1216 Å，是类星体中最强的发射线。与之强度差不多的是氢Hα线，即巴耳末线系的第一条谱线，波长为6562 Å。不过，在实际观测中是无法同时看到这两条谱线的，如果Lyα红移到了可见光区，Hα早已红移到红外区了。反之，如果能看到Hα，Lyα便处在紫外区，只有在空间望远镜上可以看到。表中的第二列是谱线对应的元素。元素符号后面的罗马数字代表的是电离的级次，I代表没有电离的中性元素，II代表一次电离……依次类推。有的谱线加方括号9［ ］，凡加［ ］的表示这些谱线是禁线。类星体光谱中的主要发射线及其相对强度
为了获得一张完整的类星体光谱图，天文学家们把各种红移的类星体光谱拼接在一起。下图便是由2000颗类星体的光谱拼接在一起的。图中不仅标出了主要谱线的名称，还显示出了它们的相对强度。标准类星体光谱，它是由2000颗不同红移的类星体拼接而成的。谱线成林——Lyα线丛和多重红移五花八门的吸收线
所有的类星体都具有发射线，发射线是类星体的象征。而吸收线仅一部分类星体具有，主要是中高红移的类星体。类星体被发现（1963年）之后仅过了三年，天文学家便发现了第一颗具有吸收线的类星体3C 191。它有九条吸收线，每条吸收线都有对应的发射线相伴。
具有吸收线的类星体被发现得越来越多，而且，吸收线的类型也非常多，可谓五花八门。这一点和发射线完全不一样，所有类星体的发射线变化都很少，仅仅在发射线的强度和宽窄上彼此有区别，但种类都是相同的。为了对吸收线做系统性的研究，美国天文学家雷·魏曼建议，可以将类星体的吸收线分为A、B、C和D四种类型。
A型：非常宽的吸收线。一条谱线的宽窄，通常以Å为单位，宽线的宽度可以达1000 Å以上。
B型：窄的吸收线，也称锐的吸收线。锐的吸收线在类星体中数量颇多。B型是指那些与发射线相伴的吸收线。也就是说，如果测量吸收线的红移值，它和相邻的发射线的红移值相差甚小。如果用Z吸表示吸收线的红移，Z表示相应的发射线的红移，则对于B型吸收线发应该满足
红移乘以光速表示的是运动速度，因此，发射线和吸收线之间的速度差不超过3000千米／秒。由此可以判断，造成B型吸收线的物质都处在类星体的周围。
C型：也是锐吸收线，但这些吸收线不再和相应的发射线相伴，也就是它们的红移值Z可以具有各种数值，被称为多重红移。吸
上述三种类型的吸收线可以同时表现在同一颗类星体上。下图便是这样的一颗类星体，它同时具有A、B和C三种类型的吸收线。图中的宽吸收线λ＝4230 Å属于A型。在靠近发射线C IV的旁边有一组吸收线对，红移值Z为1.8602和1.8576（图中Z用Z表示）。它与发射吸吸a线的红移值相差很小，用速度表示仅有1000千米／秒和800千米／秒，因此属于B型。此外，还有四组吸收线，红移值Z分别为1.6211、吸1.7610、1.7825和1.8306。这些吸收线组都没有发射线相伴，也就是与类星体的红移相差甚远，属于多重红移，因此属于C型吸收线。魏曼的吸收线分类图
D型：类星体的第四种吸收线类型，又称为Lyα线丛，是由氢的莱曼线系的第一条谱线莱曼α产生的系列吸收线群。超宽的吸收线
具有A型吸收线的类星体被称为宽吸收线类星体（Broad Absorption Line Quasar，简称BAL QSO）。A型吸收线在类星体中并不多见，只有在较高红移的类星体中才能见到，大约占这些类星体总数的3％～10％。可见，出现BAL的概率是相当小的。
人们自然要问，同样是类星体，为什么有的有吸收线，有的没有吸收线，而有的居然还有宽的吸收线。这些问题都无法用一两句话回答清楚。事实上，每个问题都是类星体在研的一个课题。现在，让我们试着解答为什么会存在BAL。下图是一颗典型的具有宽吸收线的类星体，其红移值Z＝2.545，图中标出了各条发射线的波长，许多发发射线的旁边都伴随着宽的吸收线。典型的具有宽发射线的类星体BAL QSO 1413＋1143
目前天文学家认为，每一颗类星体都有一个中心体，这个中心体的中心就是一个黑洞，类星体的光都是由中心体发出来的。当然，光不会从黑洞中发出来，而是从黑洞的周围发出来的。黑洞吞噬周围的物质，而周边也在不停地向外发光。我们可以把这组中心体称为中心辐射源，简称中心源。从中心源发出的光自然向四周辐射，形成最普通的类星体的光谱。然而，在类星体的周围，还有在不停地围绕着类星体旋转的盘状的带，被称为吸积盘。天体周围有吸积盘是很普遍的，我们的太阳当年就有一个吸积盘，这个吸积盘里的物质相互吸引，逐渐形成一个一个的行星，最后形成太阳系。
类星体的吸积盘外面还有一个尘埃环。尘埃环像一个轮胎，里面充满气体和尘埃物质，也被称为遮蔽环。这样的一圈物质自然要吸收光线，当光穿过它时便会形成吸收线。当观测者正好处在遮蔽环的方向上，也就是穿过遮蔽环去看类星体时，便会发现吸收线。至于这些吸收线为什么会变得这么宽，原因在于吸收带内不仅有大量的吸收物质，而且这些吸收物质还有自身的运动，尤其是那些形成团块的物质，会朝不同的方向运动，由它们造成的吸收线便会变得很宽。如果观测者的观测方向不穿过遮蔽环，便不会发现任何的宽吸收线，他所看到的就是一个正常的类星体光谱。这样一个模型不仅解释了宽吸收线是怎样形成的，还可以解释具有宽吸收线的类星体所占的比例。地球上观测类星体的方向是随机的，只要计算一下遮蔽环的一圈环带能够遮挡住多大面积的天空，就能估测宽吸收线的类星体有多少。计算结果不会超过10％，有的遮蔽环会小一些，再加上观测吸收线对望远镜要求很高，因此总的比例小于10％。这样，我们便“圆满”地解释了宽吸收线类星体是怎样形成的。之所以对“圆满”二字加引号，是因为深入研究表明，这个模型也还存在着许多疑问。宽吸收线形成的一种几何模型多重红移
B型和C型吸收线都是一对一对的吸收线对，也就是吸收双线。为什么专挑吸收双线呢？原来只有吸收双线才容易辨认。如果是孤零零的一根吸收线，由于不知道它是什么谱线，因此它的红移值究竟是多大很难断定。在类星体中常见的吸收双线不超过十对，下表中列出了最常见的吸收线对和它们在实验室中的波长。这些吸收双线有一个共同的特点，它们都属于一些金属形成的谱线，也就是属于重元素。因此，在有的分类中，把B型和C型合成为一类，统称为重元素吸收线。类星体中常见的一些吸收线对
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