荣获诺贝尔物理学奖的天文项目回顾（二）

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最早与“微波背景辐射”结缘的是美国麻省理工学院的天文学家迪克。1945年，他用一台波长为1.25厘米、天线口径仅有45厘米的射电望远镜观测太阳和月亮的射电辐射。他发现，在扣除地球大气的辐射后，还有温度为20K的“天空背景辐射”。迪克未能把他的发现和微波背景辐射联系起来，失去进一步考察和发现微波背景辐射的机会。到了60年代初，迪克转向研究宇宙学，他心目中的宇宙模型是永久振荡模型，他猜想宇宙在膨胀和收缩的“振荡”过程中会留下可观测的背景辐射。因此，专门研制了射电望远镜，没有等正式观测，却有人捷足先登了。

    1963年初，美国两位年轻的博士彭齐亚斯和威尔逊为对射电源进行绝对测量，把一台卫星通讯接收设备改造为射电望远镜。他们努力提高测量的精度和降低系统的噪声温度，使天线温度测量值的误差小到0.3K。在对准没有射电源的天空时测得的噪声温度为6.7K。扣除大气贡献的2.3K和来自地面及天线四壁贡献的1K，还剩下3.5K的温度。无论天线指向什么方向，也不管是哪一天的观测，这个剩余的噪声总是存在，既无周日变化，也无季节性变化。这使他们十分烦恼。因为不把原因找出来，就无法进行射电源的绝对测量。

　　他们用了约一年的时间，细心查证或实验，排除了来自天线和接收机系统噪声的可能性，也否定了这个多余的噪声温度是银河系晕及射电点源的辐射或来自地面的辐射的可能性。最后确认，剩余的噪声是来自宇宙空间中的一种辐射。在他们还处在不知这种辐射是何物的迷茫之中的时候，迪克和他的同事们来访问他们，指出他们发现的正是宇宙微波背景辐射。

　　这种辐射成为宇宙大-理论的重要观测证据，被公认为20世纪天文学的一项重大成就。由此，他们获得了1978年度的诺贝尔物理学奖。应该着重指出，我们不应该忘记预言宇宙背景微波辐射存在的伽莫夫、阿尔佛和赫尔曼教授以及寻找这种辐射的先行者迪克教授的卓越的贡献。

　　 5.钱德拉塞卡荣获1983年度诺贝尔物理学奖

         恒星与宇宙中的万物一样都有一个诞生、成长、衰老和死亡的演化过程。从星云形成的原始恒星，到主序星，发展到不稳定的红巨星、变星，一直到核燃料殆尽后演变为致密星。白矮星就是天文学家最先发现的一种致密星。观测到的第一颗白矮星是天狼星的伴星，根据它的光度、表面温度和质量，最后推断天狼星的伴星是一颗半径与地球相当、质量与太阳相当的致密星，平均密度比1吨/厘米³还要高。当时的物理学原理解释不了如此高密的现象，观测走在理论的前面，推动了物理学的发展。

　　钱德拉塞卡是第一个用现代物理学的原理研究白矮星的人。当时他还处在大学本科生和研究生阶段。1934年，他根据相对论和量子力学的原理，利用简并电子气体的物态方程，为白矮星的演化过程建立了合理的模型。得出一个恒星理论前所未有的结果：白矮星的质量越大，其半径越小；白矮星的质量不会大于太阳质量的1. 4倍；质量更大的恒星必须通过某些形式的质量转化，也许要经过大-，才能最后归宿为白矮星。

　　这一白矮星理论与爱丁顿从经典物理出发导出的理论格格不入。当时已是国际学术权威的爱丁顿认为钱德拉塞卡的理论“全盘皆错”、“离奇古怪”。钱德拉塞卡的理论遭受封杀，他本人承受巨大的压力和打击。经过几年的奋斗，最终被学术界认可，取得了胜利。到今天已经发现白矮星逾千颗，它们的质量都没有超过1.4倍太阳质量的钱德拉塞卡极限。而且，它们的质量和半径关系完全遵从钱德拉塞卡推算出的理论曲线。

　　在1935年，无论是钱德拉塞卡本人还是其他科学家都还不知道质量超过钱德拉塞卡极限的老年恒星的演化归宿是什么。现已公认，质量比较大的老年恒星最终将演化为密度比白矮星更大的天体——中子星或者黑洞。要不是当时的学术权威爱丁顿极力反对，关于白矮星质量上限的研究的进一步发展就必然要回答超过白矮星质量上限的恒星的归宿。黑洞的许多性质很可能会提前20年甚至30年被人们发现。

    钱德拉塞卡对天体物理学的贡献是全面的，不仅在恒星内部结构理论方面，还在恒星和行星大气的辐射转移理论、星系动力学、等离子体天体物理学、宇宙磁流体力学和相对论天体物理学等方面都有重要贡献。在他73岁高龄时，荣获1983年度诺贝尔物理学奖。

　　6.福勒荣获1983年度诺贝尔物理学奖。

　　我们今天的物质世界之所以丰富多彩，是因为有多种多样的元素存在。宇宙中存在的各种各样的物质都是由各种元素组成。在宇宙中、地球上，甚至人体内存在着大量的元素。通过天文观测，科学家已经弄清楚太阳和其他恒星的元素组成和丰度。就太阳而言，把氢（H）的丰度定为1，则有：氦（He）=0.38;氧(O)=0.001;碳(C)=0.00052;氮(N)=0.0001;硅(Si)=0.000028;镁(Mg)=0.000023;铁(Fe)=0.000003;钠(Na)=0.000002;钙(Ca)=0.0000014;镍(Ni)=0.00000083;铬(Cr)=0.00000023。热大-宇宙模型只能给出氢和氦元素，不可能形成其它更重的元素。太阳和恒星上比氦和氢更重的元素是从哪里来的？

　　著名的B2FH元素形成理论回答了这个问题。这是一篇由4位著名的科学家合作完成的论文，他们是英国天文学家霍伊尔、美国天文学家伯比奇夫妇和美国核物理实验学家福勒。按作者姓氏字母顺序是伯比奇、伯比奇、福勒和霍伊尔，因此人们称此论文为B2FH元素形成理论。从1954年到1955年，他们4人一起在英国剑桥大学共同完成这篇题为“星体元素的合成法”的论文，于1956年在《现代物理评论》期刊上发表。这篇论文以基于观测得到的元素丰度曲线为标准，全面阐述了恒星中各种元素形成的理论，解决了在恒星中产生各种天然元素的难题。提出了恒星不同演化阶段相应的八种核反应合成过程，可以形成所有的元素及其同位素。这些元素合成后，由超新星爆发而抛射到宇宙空间，形成了我们所观测到的元素的丰度分布。

　　B2FH理论提出的八个过程是：四个氢核聚变为氦核的过程；氦核聚变为碳核和氧核等的过程；α粒子与氖同位素相继反应生成镁、硅、硫、氩等的过程；产生铁峰元素（钒、铬、锰、铁、钴、镍等）的过程；慢中子和快中子俘获过程，合成比铁峰元素更重的元素；质子俘获过程，以合成一些低丰度的富质子同位素；以及生成氘、锂、铍、硼等低丰度轻元素的X过程。

　　福勒是这篇论文的第三作者，他承担的研究任务是在实验室进行这些核反应实验，以确认理论上推论的恒星上发生的上述8种产生各种元素过程的可能性。各种元素合成的核反应过程是否能实现取决于它们的反应速率、反应截面和反应所要求的温度和压强条件。实验和计算非常繁杂，工作量很大。福勒和他的小组成功的完成了恒星中所有的元素及其同位素生成的将近100个核反应过程的反应速率的计算，为B2FH理论的建立作出了不可缺少的重要贡献。

　　福勒获得1983年度的诺贝尔物理学奖是当之无愧的。但是，应该指出的是，霍伊尔和伯比奇夫妇对B2FH理论的建立也作出了重要贡献，是四个人通力合作的结果。特别是霍伊尔是这一重大研究课题最初的开创者，长期从事这一课题的研究并作出相当大的贡献，至少霍伊尔应该和福勒一起获此殊荣，然而却无缘此奖，这不能不说是一件憾事。

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