——剧烈变化的星系核
71．天体中的丑小鸭——蝎虎天体的发现
在星系中活动现象种类繁多，其中有一类称为活动星系核的引起了天文学家的广泛兴趣，成为当前天体物理最活跃的领域。
蝎虎座 BLLac 早就知道是一颗亮度变化的“恒星”而被列入了变星表。虽然它是一颗极不规则的变星，增亮、变暗没有明显的规律。但不规则的变星实在太多，因此也并不引人注目。1968 年，施米特注意到有一个射电源与 之在同一位置。这才引起光谱天文学家的兴趣，他们把望远镜对准了这颗“射电星”，想看看它有甚么样的光谱。出人意外的而有点令人失望的是，它的光谱竟然没有什么结构。既没有发射线，也没有大部分恒星光谱中出现的那些吸收线，虽然有几颗白矮星的光谱也没有什么结构，但它们亮度并不变化。后来人们又发现了另外有四个天体，也都同 BLLac 类似。
1974 年，有一些人开始注意到 BLLac 并不完全像一颗恒星，在它中心点源周围有些模模糊糊的绒毛状东西。但当人们挡住核心部分来的光线，并对绒毛状天体作光谱，结果发现，它是一个正常椭圆星系的光谱，有两条吸收线，红移为 0.07。按哈勃定律所确立的距离尺标，BLLac 离开我们竟有 420 万秒差距。
由 BLLac 的距离，可以得到它的核最亮时的光度为 10⁴⁶ 耳格／秒。这个曾被认作是我们银河系里的一颗暗弱变星的天体，实际上却是一个辐射功率比太阳大数亿倍的非常遥远的星系。真像安徒生童话里的“丑小鸭”。不过，如果按质量或大小而言，天鹅和野鸭之间不过是成倍的变化，而这里确是亿倍甚至更大的变化。要证实这个结论当然不能只作一次观测就算了。天文学家作了大量的反复观测认证了这个结果。后来在其他一些 BLLac 天体上也发现相同性质的情况。这说明天文学家在这里发现的是整个一类具有共同特性的天体，因此，把蝎虎座 BL 型天体看着核非常亮的星系是正确的。
蝎虎座 BL 型天体的光变几乎都很剧烈，在几个月左右光变可达 10 倍之多。有些蝎虎座 BL 型天体相当亮，用中小望远镜就可以观测到它的光变。像这样的光变需要逐夜地监视。大望远镜通常被用于观测一些更吸引天文学家的一些暗源。因此，对 BL 型天体的光变的长期监测正好是中小望远镜发挥作用的地方。我国天文学家云南天文台的谢光中正是利用了云南天文台的一米望远镜，观测到了很多 BLLac 天体的短时标光变（光变周期为几天，几小时，甚至几十分钟）的这类天体，为进一步认识 BLLac 天体的本质及其在宇宙学中的意义做了很多好工作。
72．赛福特星系的发现
1943 年美国天文学家赛福特发现了六个旋涡星系光谱中有异常的发射线，大量观测表明了它们是一类特殊的天体，现称为赛福特星系，至今已观测到了一百多个。
赛福特星系有一个很亮的核。通常用照相观测时，一分钟的曝光就足以显示出核，但要显示出基底星系却需要曝光十分钟。因此，在短时间曝光的底片上赛福特星系易被误认为是恒星。
属于赛福特次型的 N 型星系的光谱中有一系列的发射线，其中至少有一部分发射线很宽。按其发射线的宽度，赛福特星系又可分成两个次型：
（1）Ⅰ型：氢的巴耳末线很宽，其他元素的谱线较窄。
（2）Ⅱ型：氢的巴耳末线与其他元素的谱线差不多宽，但比Ⅰ型的巴耳末线窄。
宽发射线表明，产生这些线的气体云以很快的速度作无规则运动。当产生发射线的那些光子离开气体云时，其中那些朝向我们运动的云产生的光子向蓝端移动，而远离我们运动的云产生的光子则向红端移动，结果便形成了一条展宽了的发射线。天文学家正好利用他们所观测到的发射线的平均宽度来估计气体云的随机运动速度。Ⅰ型赛福特星系的巴耳末线的平均宽度等价于 3400 千米／秒的速度。而Ⅱ型的所有谱线以及Ⅰ型中除氢谱线外的其他 谱线宽度跟速度 500～1000 千米／秒相当。
理论上说，赛福特星系的巴耳末发射线是氢离子与电子复合时经过由较高能态逐渐向较低能态跃迁直至到基态的级联跃迁产生的。很宽的巴耳末线在星系核内形成，那里的电离气体的质量应为 10～1000M⊙的量级。密度10¹³～10¹⁵ 个离子／米 ³；窄的发射线大概由核周围密度和速度均较低的气体产生。致使气体电离并获得高速度的能源还不清楚，应在星系核内，1000 千米／秒量级的速度很可能是由激烈的爆发引起。
赛福特星系从射电到光学波段的连续辐射谱不单纯是由大量恒星光谱的复合。分析表明，射电辐射具有非热的同步加速辐射的性质；红外辐射大部分来自被星系核的光学和紫外辐射加热的尘埃的再辐射，一小部分可能是同步加速辐射的贡献；在光学波段连续谱主要是恒星热辐射谱的复合，但也有非热辐成分。连续辐射的总功率为 10³⁷～10³⁸ 瓦，约相当于 10¹¹L。这类星系的亮度常有不大的变化，变化时标从一个月到一年，当连续谱发生变化时，发射线却保持不变。这表示产生非热连续辐射的区域比产生发射线的区域要小得多。
从上面的一段叙述读者可以进一步体会天文学家如何利用他所取得的关于天体的“乐曲节奏”去猜测天体内部的深情。
73．类星体的发现和数以千计的类星体的启示
自 1947 年第一次在天空发现了射电源之后，射电天文学便表现突飞猛进的形势。不久这类天体就数以千计地被发现。射电天文学家当时的一个努力目标是，将已观测到的那些射电源和用光学观测到的天体加以对应的证认。最初由于射电望远镜的分辨本领差，而可对应的光学天体又很暗弱，在其可能达到的精度范围内，一个射电源有不少暗星可能作为它的对应目标。射电阵的出现，使射电源的方位测定有了很大的改进，证认工作日趋完善。以致方位经过精密测定的射电源，其中 80％以上都可以和帕洛马山五米口径望远镜所拍照的暗弱天体相对应。射电天文观测技术的改进，为人们在宇宙里开辟了许多新的境界，但最奇特而又没预料到的，是“类星体”的发现。这些遥远的天体表现在照片上，一般是 16 至 18 等的蓝色小星点，但是经过研究后才明白，它们是宇宙中发射能量最多的天体。比正常星系小得多，但却明亮一百多倍。它们发光的寿命可能很短暂，而且亮度有不规则的变化。它们物理性质的极端情况，是以前没遇见过的。
类星体的观测须用灵敏度很高的射电望远镜。它们的方位和强度已经发表在几个射电星表内，最完善的一个是《剑桥射电源第三星表》（简称 3C 表，后又修订为 4C 表），表的制订者用了很多巧妙的方法，使大量射电源有很精确的方位。它给天文学家以极大方便，可在这些区域的照片上对这些射电源加以光学的证认。
所谓类星体并不是和一般正常星系对应的射电源。天文学家发现的第一个类星体是 3C48，在照片上它是一颗微弱的星点（16.2 等），周围有一点儿暗淡的星云气，因而绝不像是一个星系。它的光谱有很特殊的性质：在很强的连续背景上，重合有几条强而宽的发射谱线。由光度观测得知，这个类星体的颜色异常之蓝，发射大量的紫外波。这光谱与爆后的新星的光谱相似，但与正常恒星的光谱大不相同。天文学家想尽了办法试图分解类星体的组织成分，但没有得到成功。
面对拍得的 3C48 的光谱，天文学家起初没有办法去证认其中的谱线。后 来有人想到，如果认为 3C48 的谱线有很大的红移，便可以使它和行星状星云的谱线对应起来。进一步研究发现 3C49 的谱线的红移值达 0.357。证认方法一旦确定后，天文学家很快就找出几十个这样的天体。迄今为止已有七千多个类星体列入星表。我国天文学家何香涛教授和黄克谅教授都有一套识别类星体的好方法。他们在类星体的观测证认中做出了较大贡献。
类星体的一个重要和十分显著的特征是它们有特别大的红移量。而且在不同红移段的相同的红移间隔中所据有的类星体数目的多少显示出了某种周期性。早在 1969 年前伯比奇等就利用当时观测到的 151 个类星体得到了类星体计数的每个相对丰值所对应的红移值 z 满足关系：
ln（1＋z）＝0.205n＋B
其中 n 为自然数，B 为一常数，它与所选的样品有关。到 1980 年类星体已观测到了 1549 个，而这个关系仍然成立。这是一个使天文学家十分棘手的问题。1980 年底，中国科学技术大学研究生院的刘永镇教授和本书作者提出了宇宙密度扰动波的概念，我们认为，在宇宙演化到氢原子复合前夕，临界稳定性附近的物质密度扰动有可能引起有观测意义的宇宙的物质密度扰动波。形象地说，一个巨大的扰动形成一个在整个宇宙内传播的声波。由于这是宇宙演化过程中星系形成的时期。因此，如果星系是在宇宙密度扰动波的背景下形成的，那么周期变化的波腹和波谷自然地给出了物质密度（从而也就是天体的数目）的周期变化。利用标准宇宙模型可得到与观测一致的结果。这个工作不仅解释了上述的棘手问题，还提出了研究宇宙大尺度结构的有效方法。后来方励之和日本天文学家佐藤文隆利用宇宙的多连通性来解释类星体计数的多周期现象。他们认为，如果宇宙在拓朴结构上是多连通的，则一个光源发出的光可能通过几条光程不同的测地线传到观测者，于是，同一个天体可观测到红移不同的几个“鬼像”。而类星体的红移和计数间的关系恰好是宇宙多连通性的观测证据。他们发表在中国的《天文学报》上的文章获得 1985 年度的国际引力学会颁发的引力奖的一等奖。中国科学技术大学的褚耀泉教授和朱杏芬教授等在类星体红移计数的周期性问题方面做了大量的工作。
类星体的吸收线是类星体光谱的一个十分突出的特征。几乎所有类星体的光谱中都有裂缝，这表示在这些波长处发出的光子要少一些。几乎在所有情况下类星体光谱中的红移总是小于发射线红移（有很少情况略大于发射线红移）。除与发射线红移相差不大的吸收线可能产生与类星体自身周围的气体云外，所有的吸收线产生于类星体与地球间的插入气体云。因此，类星体吸收线的研究将提供星系际介质的重要信息。关于类星体吸收线的 Hα—森林的研究，北京天文台的陈建生院士、邹振隆教授和卞毓麟教授等做过很多好工作。