星系演化

　　在“哈勃”发射时，天文学家长久以来一直看到的是现代星系相似而又规则的形状。然而，还有一些长时间存在的问题还有待回答，例如星系的这些形状是如何形成的、它们又是怎样随着时间演化的。从总体上说，只要观测远距离的星系就能回答这些问题，原因是这些遥远星系发出的光要经历几十亿年才能达到我们。因此，看得越远就能看到越年轻的星系，就能回到越早期的宇宙。但不幸的是，由于地球大气造成的干扰，这些遥远的星系在地面望远镜所拍摄的照片中都是无法分辨的斑点。

　　但自从有了“哈勃”之后，天文学家第一次看到了年轻星系的形状和结构，而它们看上去又是那么得惊人。与我们在今天看到的旋涡星系和椭圆星系不同，“哈勃”所拍摄的哈勃深空区以及超深空区的照片揭示出了大量的星系。


[图片说明]：远近不同的星系。图a：星系之间大相径庭的特性。图b：哈勃超深空区照片中的不规则星系。版权：NASA。

　哈勃深空区照片显示，年轻的星系是通过小星系逐级并合而形成的。因此“哈勃”所拍摄的这些照片成为了建立现代星系形成模型的关键，在这些模型中星系的物理特性是由其连续并合和吸积物质而决定的。同时通过综合“哈勃”所拍摄图像和光谱，对星系团的研究也显现出了并合在更大的尺度上的作用。只有在拥有“哈勃”的情况下我们才能测量演化中的年轻星系的复杂结构。

　　同时，在建立这些模型的过程中测量哈勃深空区中星系的相对距离就成了关键。测量相对距离需要对单个暗弱的星系进行费时的光谱观测。尽管这些观测会消耗“哈勃”有限的资源，但是天文学家们在拍摄深空区照片上去投入了前所未有的资源，而在对深空区中星系的光谱观测上也不例外。这些光谱观测的结果在建立星系颜色和距离之间的关系上起到了至关重要的作用。这一被称为“测光红移”的技术是从近距星系上发展起来的，但是只有在有了哈勃深空区观测以后它才被确认是一种测量最遥远星系的可靠途径。自从在哈勃深空区中确认了这一技术之后，为了避免耗时的光谱观测，测光红移方法开始被大范围地用来测定星系的相对距离。测光红移也使得天文学家可以估计出那么非常暗弱而根本无法进行分光观测的星系的距离。测光红移最早也被用在了哈勃深空区自己身上，结果显示宇宙中绝大多数星系形成的时间也正是宇宙中恒星开始大量形成的时间。

　　除了研究遥远的年轻星系以外，“哈勃”还研究了星系形成过程中遗留下来的蛛丝马迹。这些蛛丝马迹就暗藏在星系里的恒星之中。从地面上看，一个星系模模糊糊地聚集了几十亿颗恒星。但是当你在“哈勃”的高分辨律下看，模糊的星系影像就变成几百万个的点，单个恒星在照片中被分离了出来。这些恒星的颜色和亮度包含了它们年龄和化学组成的信息，使得天文学家可以推测出星系中的恒星形成历史。

　　有了“哈勃”提供的高空间分辨率和稳定的测光能力，高精度的测量便成为了可能。天文学家们已经观测到了星系中由最年老恒星所组成的结构，进而追踪到了星系形成最早期。他们还用“哈勃”观测了近距星系星系盘中的恒星形成，由此在超过几亿年的时间尺度上追踪了恒星形成的详细演化过程。

宇宙学

　　“哈勃”最广为接受的成功无疑是在宇宙学领域。宇宙学的目的是测量并且了解宇宙最基本的大尺度特征，例如宇宙的年龄、组成和大小。这些量的限制主要来自天文观测，这也是唯一能在宇宙演化和结构的基础上测量宇宙距离和年龄的办法。

　　有多种办法可以测量宇宙的年龄。最保险的办法就是测量我们今天已知的最年老恒星，它们给宇宙的年龄设定了一个最可靠的下界。为了确定一群恒星的年龄，最理想的办法是找一个同时形成的星团。由于质量越大的恒星演化得越快——质量最大的恒星很快就演化成了超新星、中等质量的恒星（就像太阳）则会演化成行星状星云并且留下一颗暗弱的白矮星、低质量恒星的寿命则会和宇宙的年龄一样长，因此星团中的恒星会处于不同的演化阶段。而星团的年龄则可以从星团中还剩下的恒星的质量来得出。

　　针对白矮星，“哈勃”使用这一方法进行了一系列的观测。在形成以后，白矮星的中心便不再具有能源。因此它会渐渐地冷却，它的温度和亮度也会按照理论模型计算出的速率下降。通过比较理论模型和观测到的白矮星亮度分布就能推算出白矮星的年龄，进而为白矮星的年龄给出一个牢固的下限。然而，由于白矮星非常暗弱，因此很难和其他的恒星区分开。一个聪明的办法是，天文学家通过“哈勃”进行重复的深度观测，以此来从前景和背景恒星中分离出星团的成员星。原因是星团中的恒星都具有相同的速度，因此它们在两张不同时间拍摄的照片上会发生些许的位移。而这些位移会和前景以及背景恒星有着明显的不同，所以即使对于星团中亮度非常暗的成员星也能被很好地识别出来。由此对白矮星的亮度分布测量就会变得极为精确，进而可以在不依赖于高红移下的不确定观测或者其他基本假设的情况下为宇宙的年龄提供一个可靠的下限。而这一方法唯一依赖的是我们对恒星物理的认识，这就使得它可以对宇宙学基本测量进行独立的检验。而这一测量离开了“哈勃”的高分辨率和高测光（和天体测量）稳定性是无法实现的。

　另一个测量宇宙年龄的独立方法是“哈勃”通过造父变星的距离来测量哈勃常数。除了为宇宙提供基本的距离尺度以外，哈勃常数的值也直接和宇宙在今天的膨胀速度有关。因此它的值对于从今天反推到大爆炸就显得极为重要。

　　考虑到哈勃常数给出的仅仅是今天的宇宙膨胀速率，因此还必须要用天文观测来限制宇宙过去的膨胀过程。而我们对宇宙过去膨胀速率的认识在研究了高红移超新星的亮度之后发生了一场革命。距离越遥远的超新星应该越暗弱，而这种亮度随距离变暗的方式则直接依赖于我们所处的宇宙模型。对遥远超新星的观测显示，它们看上去比预想的要暗。而超新星的光度我们是清楚知道的，因此它们在亮度上表现出的暗弱就说明它们的距离要比我们早先预期的要更为遥远。如果这确实属实的话，就意味着宇宙的膨胀速度要远快于任何一种仅仅包含物质的宇宙模型的预言。这一“暗能量”或者“宇宙加速膨胀”的证据是20世纪90年代末最重要大的科学发现之一。

　　“哈勃”在发现和监测深入宇宙早期的遥远超新星方面起到了重要的作用。地面上的望远镜由于超新星本身亮度低以及其所在星系的干扰，因此很难在这样遥远的距离上发现超新星。然而有了“哈勃”，超新星就可以干净地从寄主星系中分离出来，进而可以测定它的亮度。这些被精确测定的亮度可以用来限制超新星的距离，进一步可以限制宇宙早期膨胀的属性，也为暗能量模型提供一个强有力的限制。

　　对暗能量的超新星测量说明，暗能量占据了宇宙质能密度的绝大部分，但除此以外仍然还有大量暗物质的存在。尽管我们还不清楚暗物质的真实特性，但是我们可以通过间接的手段探测它的质量和分布。其中最成功的手段之一就是测量暗物质对背景星系影像所造成的扭曲。就像是通过玻璃杯来看东西，暗物质会弯曲穿过它的光线，产生一个扭曲的像。通常情况下这一效应非常微弱而无法被测量出来，但是对于暗物质高度聚集的地方，例如大质量星系团，这一效应就非常明显，并且可以在星系团周围产生许多弧状或者环状的结构。“哈勃”所拍摄的这些照片一直高居其所拍摄的最壮观的河外星系照片之列。

　　有了“哈勃”高分辨率提供的高精度，天文学家们已可以从观测到的扭曲影像重建出造成这一现象的物质分布。尽管无法直接看到暗物质，但这使得探测暗物质的分布就成了可能。这一技术最引人注目的使用是在最近对两个碰撞的星系团（子弹星系团）的观测上。由“哈勃”的观测重建出的暗物质分布显示了暗物质和星系团中气体的显著分离。就像两股碰撞的水流，气体在碰撞的过程中会停止运动，而暗物质和星系则会穿越彼此。这些观测漂亮地证实了暗物质并不与占据星系团中普通物质主导的气体成协，而且也说明了暗物质更像是一种只有参与引力作用而不参与电磁过程的“无碰撞”粒子。所以，尽管还不知道暗物质是什么，但“哈勃”的观测使得我们在大尺度上了解了它的行为和特性。

宇宙中的气体

　　虽然宇宙学告诉我们宇宙中的大部分质量是以暗物质的形式存在的，但是几乎所有的光都是从我们熟悉的普通物质所发出的。这些物质只占了物质质量一小部分，但是了解它们的组成和空间分布将会帮助我们回答许多天体物理的有关问题。

　　普通重子物质中的大部分被认为是以气体的形式出现的，它们在天体物理光谱中可以产生发射线和吸收线。而这些谱线所在波长以及强弱可以用来限制气体的化学组成、温度、密度和压强。尽管从地面上获得气体的光谱已经是司空见惯的事情，但是许多光谱中最有用的特征却是紫外波段所特有的，而紫外波段又是只有在太空中才能观测的。

　　“哈勃”的紫外分光仪使得天文学家们可以探测气体的位置以及气体的质量是如何随着时间变化的。“哈勃”最早的核心计划之一就是通过由氢所产生的吸收线来测量和遥远类星体在同一视线方向上的（相对）近距星系中的气体分布。在这之前用同样的方法也研究了河外星系中气体的分布，但是只有在更大距离上才能来探测宇宙早期的特性。因此无法知晓气体的连续演化史留下了一大块空白。此外，当要在如此遥远的距离上进行研究的话，我们对这些气体会和什么样的天体联系在一起还知之甚少。这些气体是被束缚在星系里的吗？或者它们是分布于星系之间的？只有通过“哈勃”的紫外观测能力才能搞清楚现今这些气体的总量和分布。由此才有可能建立起一条贯穿从宇宙早期一直到现在的气体演化“链条”，并且解释在其他近距星系中所观测到的吸收线。这些早期的研究显示，当气体被吸积进入星系之后会快速地演化，并且存在不同的吸收气体云，其中一些清楚地和星系成协，另一些则位于“宇宙之网”中。最近“哈勃”的紫外分光仪发现了量更大的气体，而数值模拟和随后美国宇航局远紫外分光探测器的观测显示它是一团包围着近距星系的高温、弥散等离子体。这些电离气体所包含的质量甚至比目前已知的恒星和低温气体的质量还要大。

　　除了研究从宇宙之网到星系间气体的运动之外，“哈勃”也被用来详细地研究了单个星系（尤其是银河系）中气体的特性。对近距恒星的紫外分光观测发现了由银河系中几十种不同元素所产生的吸收线。通过分析这些吸收线的强度，天文学家详细了解了不同元素是如何通过恒星被抛射出进入气体云的以及它们又是如何被吸入固体尘埃颗粒的。跟踪这些变化将有助于我们了解这些元素是如何在恒星内部形成的以及观测到的气体云中尘埃的特性。

天文学的新道路

　　除了对科学的直接影响以外，“哈勃”也在塑造天文文化中扮演了重要的角色。在许多科学领域中，数据是“私有”的，只属于进行这项实验的小组。地面观测所获得的数据在这方面也没有什么不同。然而，“哈勃”由于其特殊性，因此将其所获得的数据无限期地列为“私有财产”显然是不合适的。所以“哈勃”的数据在1年之后就会向所有人开放。这一举措无疑有效地放大了“哈勃”的影响力，使得为了不同的目的不同研究小组都可以来使用它的数据。

　　在拍摄占据了惊人观测时间的哈勃深空区照片上更是充分体现了数据的“非私有”化。在美国空间望远镜研究所的科学家处理完有关的数据之后，就立即向公众公布了照片。而天文界则随即使用他们各自不同的仪器设备、在不同的波段上对这一片天区也进行了观测。这样一种分享、公开数据的做法是史无前例的，同时它也为后面的许多大型天文计划树立了典范。目前几乎所有的天文巡天都会在项目运转的过程中向公众公布数据以及数据产品，而不是让数据成为少数项目提出人的“专利”。这一新的运转模式引发了一场天文学的“民主变革”，它使得来自小学校或者发展中国家的研究人员也能接触到全世界最好的观测数据。由哈勃空间望远镜监管委员会制定的这些政策则是推动这一变革的关键性步骤。

“哈勃”的未来

　　得益于即将进行的下一次维修任务，“哈勃”的未来将会是光明的。随着在紫外和近红外波段成像灵敏度的提高、紫外分光仪的升级以及对失灵仪器设备的更换，“哈勃”的观测能力将远胜于过去。即便天文学家在地面上可以通过自适应光学系统获得高分辨率的天体影像，但是它们仍然不具备“哈勃”所拥有的测光稳定性、紫外观测能力以及非常低的背景噪音。不幸的是，“哈勃”终将有退出历史舞台的一天，那时这扇光学和紫外成像的高分辨率窗户将就此关上至少达几十年。

在1990年发射上天