第8章 膨胀的宇宙(1)[第2页/共5页]

1924年，我们当代的宇宙图象才被奠定。那一年，美国天文学家埃德温・哈勃证了然，我们的星系不是唯一的星系。究竟上，还存在其他很多星系，在它们之间是庞大的空虚的太空。为了证明这些，他必须肯定这些星系的间隔。这些星系是如此之悠远，不像邻近的恒星那样，它们确切显得是牢固不动的。以是哈勃被迫用直接的手腕去测量这些间隔。因为恒星的视亮度取决于两个身分：它辐射出来多少光（它的光度）以及它离我们多远。对于近处的恒星，我们能够测量其视亮度和间隔，如许我们能够算出它的光度。相反，如果我们晓得其他星系中恒星的光度，我们可用测量它们的视亮度来算出它们的间隔。哈勃重视到，当某些范例的恒星近到足以被我们测量时，它们有不异的光度；以是他提出，如果我们在其他星系找出如许的恒星，我们能够假定它们有一样的光度――如许便可计算出阿谁星系的间隔。如果我们能对同一星系中的很多恒星如许做，并且计算成果老是给出不异的间隔，则我们就会相本地信赖本身的估计。

弗里德曼对于宇宙作了两个非常简朴的假定：我们非论往哪个方向看，也非论在任那边所停止察看，宇宙看起来都是一样的。弗里德曼指出，仅仅从这两个看法解缆，我们就应当预感宇宙不是静态的。究竟上，弗里德曼在1922年所做的预言，恰是几年以后埃德温・哈勃察看到的成果。

在哈勃证了然其他星系存在以后的几年里，他花时候为它们的间隔编目以及察看它们的光谱。当时候大部分人都觉得，这些星系完整随机活动，以是预感会发明和红移光谱一样多的蓝移光谱。是以，当他发明大部分星系是红移的：几近统统都阔别我们而去时，确切令人非常惊奇！

这意味着能够从恒星的光谱得知它的温度。）别的，我们发明，某些非常特定的色彩在恒星光谱里丧失，这些落空的色彩可依分歧的恒星而异。因为我们晓得，每一化学元素接收非常奇特的色彩族系，将它们和恒星光谱中落空的色彩比拟较，我们便能够精确地肯定恒星大气中存在哪种元素。

恒星分开我们是如此之悠远，使我们只能看到极小的光点，而看不到它们的大小和形状。如许如何能辨别分歧的恒星种类呢？对于绝大多数的恒星而言，只要一个特性可供观察――光的色彩。牛顿发明，如果太阳光通过一个称为棱镜的三角形状的玻璃块，就会被分化成像在彩虹中一样的分色彩（它的光谱）。将一台望远镜聚焦在一个伶仃的恒星或星系上，人们便可近似地察看到从这恒星或星系来的光谱。分歧的恒星具有分歧的光谱，但是分歧色彩的相对亮度老是和人们希冀从一个红热的物体收回的光的光谱完整分歧。（实际上，从任何不透明的炽热的物体收回的光，有一个只依靠于它的温度的特性光谱――热谱。

以是人们预言，星系的红移应与分开我们的间隔成反比，这恰是哈勃发明的。固然他的模型获得了胜利并预言了哈勃的观察，但是直到1935年，为了呼应哈勃的宇宙均匀收缩的发明，美国物理学家霍瓦德・罗伯逊和英国数学家阿瑟・瓦尔克发明了近似的模型后，弗里德曼的事情才在西方被遍及晓得。