从波及范围图可知，上个月发生在智利的8.8级地震是非常强烈的。但到底有多强烈？美国宇航局的科学家说它震“歪”了地轴。

美国宇航局喷气推进实验室的地质学家理查德·格罗斯（Richard Gross）说：“如果我们的计算是正确的，智利地震使得地球的形状轴偏移了大约8厘米。”

[图片说明]：美国地质勘探局公布的智利地震图（左）。

你也许会认为地球突然倾斜了8厘米。但这并不是“形状轴”所指的。格罗斯说：“形状轴并不是按照地球是如何倾斜的来定义的，而是根据地球是如何平衡的而来的。”

地球并不是一个完美的球形。大陆和海洋在地球上也不是均匀分布的。例如，北半球多陆地，南半球多海洋。这些不对称的结果就是，地球在它自转的同时还会摆动。形状轴正是地球物质的平衡轴，而自转轴也会绕着它摆动。

格罗斯说：“智利地震所造成的物质移动足以改变整个地球的质量平衡状态。”

形状轴的偏移并不是什么新鲜的东西。对于其自身而言，由于“冰后回弹”形状轴每年会移动大约10厘米。在上一个大冰期之后约1.1万年，许多厚重的冰盖消失了。这减轻了地壳和地幔的“负担”，使得地球得以“伸展筋骨”回弹到更接近球形的状态。这一回弹过程仍然在进行，因此很自然地形状轴也会随之移动。

2010年2月底的智利地震对地球形状轴的影响相当于以往正常情况下一整年的偏移量。这是真正的由地震造成的偏移——并非“逗你玩”。

然而，到目前为止这一切都是计算和怀疑。“我们还没有实际测到这一偏移，”格罗斯说，“但我正在计划中。”

其中的关键是全球定位系统（GPS）。“使用全球GPS接收机网，我们可以高精度地监测地球自转，”他说，“地球自转和地轴指向的变化会影响我们从地球轨道上的卫星所接收到的信号（的相位和时间）。”

GPS已经用来监测地球自转的季节变化。它发现，潮汐、风、洋流以及地球熔融核心的环流模式都会有规律地影响地球转动。例如，1月中的某一天通常要比6月中的某一天长1毫秒。这一大致6个月的变化主要就是由季风造成的。此外还有时间跨度为周、年、十年和世纪的变化。

[图片说明]：观测到的由潮汐、风、洋流和其他因素造成的地球日长变化。摘自《Treatise on Geophysics》（2007）第3.09章“Earth Rotation Variations–Long Period”，作者Richard Gross。

地震会给GPS信号“加料”，格罗斯相信他能找到它。

“为此我必须在GPS的地球自转测量中减去潮汐、风和洋流的影响，”他解释说，“在这之后地震的效果就会显现出来。”

最近的新闻报道都集中在智利地震对地球日长的影响——它使得地球自转周期缩短了1.26微秒。这是事实。但相对于风和潮汐这一效应完全可以忽略，因为后两者的作用是地震的数千倍以上。

正如格罗斯所指出的，真正的新闻是地球形状轴可能发生的偏移。他对此的看法非常“喷气推进实验室”化：“我们用来监控行星际探测器的天线都位于地球上。如果我们的监控平台发生了偏移，我们需要了解它。”

[图片说明]：国际地球自转服务所报告的自2009年1月起的地轴正常摆动。坐标网格单位为毫角秒，1毫角秒=1/3,600,000度。

之前还没有测量到过由于地震所造成的地轴变化。2004年格罗斯曾尝试寻找苏门答腊9.1级地震所造成的偏移，但他没有发现有关的信号。由于靠近地球赤道，因此苏门答腊地震对地球形状轴的改变并不明显。虽然智利地震的烈度要小一些，但它也许会造成更大的偏移。

发现的舞台已经搭好。“计算机开足了马力。潮汐、风和洋流的模型也从来没有这样好过。智利的地震应该会产生一个更强的信号。”

格罗斯希望几个月内就会答案。因此不要走开……

[Science@NASA 2010年3月11日]

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1961年，尤里·加加林（Yuri Gagarin）成为了第一个进入外层空间的人类。8年后，尼尔·阿姆斯特朗（Neil Armstrong）和巴茨·奥尔德林（Buzz Aldrin）成功地着陆到了月球的表面。这是目前所到过的最远距离。

除了预算问题和政治意愿之外，最大的障碍是我们目前的空间飞行技术——化学燃料火箭——无法用于长距离的深空飞行。虽然我们已经可以把机器人探测器送往了外太阳系，但是整个行程要花上好几年的时间。

对于造访其他的恒星，根本就是不可能的任务。“阿波罗”10号是迄今速度最快的载人空间飞行器，最高速度达到了每小时39,895千米。即使以这个速度飞行，那么到达距离我们最近的、4.2光年远的比邻星也要花上12万年。

因此，如果我们真的想进行深空星际旅行并且前往比邻星以及更遥远的地方，那么就需要新的技术。下面你将看到其中最有趣的10种新技术。这些技术的可行性大相径庭。其中一些，如果我们真想的话，兴许明天就能实现，而另一些也许根本就不可能。

离子推进

传统的火箭通过向后喷射气体来向前推进。离子推进器使用相同的原理，但与喷射高温气体不同，它们喷出的是带电粒子（离子）。

由此产生的推力非常微小，但关键的一点是，对于产生相同的推力而言离子推进器所需的燃料要比传统火箭少。如果它们能长期稳定地工作，最终也能把飞行器加速到极高的速度。

一些探测器已经采用了离子推进器，例如日本的“隼鸟”探测器和欧洲空间局的SMART-1月球探测器，并且这一技术也正在不断地完善。

其中特别有希望的是可变比冲磁等离子体火箭（VASIMR）。它和通常采用强电场加速离子的离子推进器不同，VASIMR使用无线电频率发生器（并非类似无线电广播的发射器）来把离子加热到100万℃。

[图片说明]：可变比冲磁等离子体火箭。版权：Ad Astra Rocket Company。

其原理是，在强磁场中离子会以一定的频率转动，随后无线电频率发生器会被调整到这一频率，为离子注入额外的能量，进而大幅度增加推力。

初步的测试结果非常吸引人。如果一切顺利，VASIMR可以在39天里把人送往火星。

前景：几年

核脉冲推进

如果这里的一些想法能让你觉得还不是那么不可能的话，那么下面这个看起来绝对让人难以置信。这个想法是，定期地向后方引爆核弹来驱动飞船。

美国国防部高等研究计划局（DARPA）曾经在代号为“猎户计划”的项目中认真地研究了核脉冲推进。其目的是设计出一种快速的行星际旅行方案。

即便以现在的标准来看，DARPA的设计也非常“巨大”，它需要建造一个巨大的激波吸收器，外加一个用于保护乘客的辐射防护罩。

这看上去似乎能奏效，但引人关注的是如果它在大气层中发射失败的话，后果将不堪设想。当首批核试验禁令颁布以后，这一计划最终于20世纪60年代被取消。

虽然有这些担心，但是猎户计划的设计仍然是现有的技术可以达成的，一些科学家仍然在继续提出新的核脉冲推进方案。理论上，一艘由核弹驱动的飞船可以达到光速的十分之一，这使得到距离我们最近的恒星只需要40年。

前景：完全可能，但需降低风险

核聚变火箭

核脉冲推进并不仅仅是空间飞行技术，还要依赖核能。

核动力火箭可以利用火箭上的裂变反应堆所产生的热量来喷射气体提供推力。但是就威力而言，它们根本无法和核聚变火箭相比。

通过原子之间的聚合，核聚变可以释放出巨大的能量。绝大部分的聚变反应都采用被称为“托卡马克”的装置把自身束缚在磁场中。

不幸的是，托卡马克装置都极为笨重，因此核聚变火箭都专注于另一种触发核聚变的方法，被称为“惯性约束聚变”。

在惯性约束聚变中，高功率能量束（通常为激光）取代了托卡马克中的磁场。通过剧烈引爆一小块燃料弹丸导致外层爆炸，进而推动内层物质触发核聚变。随后磁场会被用来引导所产生的高温等离子体从飞船尾部排出。

20世纪70年代英国行星际学会详细地研究了这一类型的核聚变火箭，它们可以在50年内——对于人类而言这一时间跨度尚可承受——把人类送往另一颗恒星。

美中不足的是，尽管已经攻关了几十年，但是至今还没有一个可以工作的核聚变反应器。

前景：可能，但至少还要几十年

星际冲压发动机

所有的火箭，包括核聚变火箭，都有相同的根本问题。为了获得更高的加速度，就必须携带更多的燃料，这就会使得飞船变得越来越重，最终又减缓了加速。因此，如果你真想进行星际旅行，就应该避免携带任何燃料。

1960年物理学家罗伯特·巴萨德（Robert Bussard）提出的星际冲压发动机就能干净地解决这个问题。它是一个如上文所述的核聚变火箭，但它并不携带核燃料，而是通过电离周围宇宙空间中的氢，并且使用“电磁网”将它们吸入飞船做为燃料。

[图片说明]：星际冲压发动机。版权：NASA/MSFC。

星际冲压发动机的问题并不是前面提到的没有可运转的核聚变反应器，而是其所需电磁网的大小。由于星际空间中氢的数量非常少，于是这张电磁网必须要有数百甚至上千千米宽。

一种办法是从地球向星际冲压发动机将要经过的路线发射其所需的燃料，由此飞船就可以不必使用巨大的电磁网。但这就意味着飞船必须按照预先设定的路线飞行，同时这也使得往返其他恒星的旅行变得极为困难。

前景：巨大的技术挑战

太阳帆

这是解决燃料携带问题并且达到超高速的另一技术，但代价是时间。

就如借助地球大气层中风能的风帆，太阳帆汲取的是太阳光中的能量。太阳帆已经在地球上的真空室中成功地进行了测试，但轨道测试却屡遭不幸。

2005年，“宇宙”1号发射失败。另一个“纳米帆-D”也因火箭发射失败而告终。

[图片说明]：太阳帆。版权：Rick Sternbach/Planetary Society。

虽然有这些问题，但太阳帆仍然是非常有前景的技术——至少在太阳系内如此，因为其中阳光的光压最大。但是由于重量问题，对于载人星际旅行来说太阳帆还是不行。

前景：完全可能，但有局限

磁帆

作为太阳帆的一个“变种”，磁帆由太阳风推动，而非太阳光。

太阳风是自身具有磁场的一股带电粒子流。其想法是，在飞船周围包裹上一层和太阳风极性相反的磁场，通过磁场间的排斥作用飞出太阳系。

另一种变体则是“空间蛛网”，它使用从飞船延伸出的带正电的导线来排斥太阳风中的正离子。

[图片说明]：“空间蛛网”。版权：Allt om vetenskap/alltomvetenskap.se。

磁帆或者类似的技术还可以利用行星的磁场来改变自身的轨道，甚至飞跃行星际空间。

然而，就自身而言，太阳帆和磁帆都不适合星际旅行。当它们逐渐远离太阳的时候，阳光和太阳风的强度就会迅速下降。结果是它们无法达到飞往其他恒星所需的速度。

前景：仅适用太阳系旅行

能量束推进

如果太阳无法提供足够的能量来推动星际飞船达到高速，那么也许我们可以通过向飞船发射能量束来做到这一点。

这一技术就是激光烧蚀，即通过从地面上发射出的强激光来使得飞船上的一块金属板逐渐蒸发产生推力。

类似地，物理学家和科幻小说家格雷戈里·本福德（Gregory Benford）及其兄弟詹姆斯·本福德（James Benford）提出为飞船装配涂有特质涂料的太阳帆。从地球上发出的微波可以灼烧这些涂料产生推力。这可以加快行星际旅行的速度。

另一种则是使用磁化等离子束推进，它可以加速磁帆。

当进行星际旅行的时候，最好的办法可能是使用激光来推动光帆。罗伯特·福沃德（Robert Forward）在1984年的一篇论文中首次提出了这一构想。

能量束推进也面临着严重的挑战。能量束必须在远距离上精确的瞄准目标，飞船必须要能极为高效地利用输入的能量，产生能量束的装置必须非常强大——在某些情况下其所需的能量甚至超过了目前人类的总能量输出。

前景：极具挑战

曲速引擎

1994年物理学家米盖尔·阿尔库比雷（Miguel Alcubierre）首次提出了类似《星际迷航》中的弯曲引擎。

这一引擎将使用尚未被发现的、具有负质量和呈负压的“特异物质”。由此可以扭曲时空，造成飞船前方的空间收缩、后方的膨胀。被包裹在这一“弯曲泡”中的飞船就能在不破坏相对论的情况下超光速飞行。

不幸的是，曲速引擎存在一系列的问题。首先，维持这一弯曲所需的能量就超过了宇宙的总能量。其次，它会产生大量威胁宇航员生命的辐射。另外，也没有证据表明存在这样一种特殊的物质。

更为关键的是，2002年发表的计算证明，对于飞船而言无法往“弯曲泡”的前方发送信号，这就意味着宇航员将无法操控飞船。事实上，无论能提供多少能量，物理上似乎都不可能产生这样的“弯曲泡”。

前景：显然不可能

虫洞

自从爱因斯坦的广义相对论被广为接受以来，虫洞已经从理论上被证明是可以存在的，它是联接时空的隧道状捷径。发明了“黑洞”一词的物理学家约翰·惠勒（John Wheeler）创造了这个词。

问题是它在现实中存在吗？如果存在，我们能从中穿过吗？很不幸，两者的回答都是“不”。

如果虫洞要想存在，就必须要由上文中阿尔库比雷所提出的特异物质来稳定，而目前还没有发现这样的物质。

[图片说明]：虫洞。版权：NASA/Les Bossinas。

另外，虽然可以用特殊的负能量场来维持虫洞处于张开的状态，但进入虫洞的任何物质或者能量都会立即使得它关闭。

不过，20世纪90年代物理学家谢尔盖·柯兰斯尼可夫（Serguei Krasnikov）提出了一种可用于旅行的不同虫洞。由于自身可以制造出特异物质，因此这一类型的虫洞可以自我维持。

另一大反对虫洞的理由是，如果虫洞可以用于穿越空间，那它也就能成为某种时间机器。这将破坏因果律。

前景：几乎肯定不可能

超太空折叠

如果宇宙在我们所处的三维空间之外还存在更多的空间维度，那就有可能驾驶飞船穿越它们。不过这一想法源自一位晦涩的物理学家，他的想法还没有被绝大多数的物理学家所接受。

前景：理论尚不完善

（本文已刊载于《百科知识》杂志2010年第4期）

[New Scientist 2009年12月21日]

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此外，中国古代还认为木星与农业之间有着特殊的联系。《淮南子·天文训》中有一段文字讲道（大意）：岁星所在之处五谷丰登，第三年会有饥荒，第六年进入衰落，第十二年又开始兴盛。在《史记》、《汉书》等史书中也明确记载岁星是主管农业的星官，地位极为崇高，并且有专门建造的庙宇来供奉岁星。这一祭祀制度甚至一直延续到了晚清。

[图片说明]：2000年12月7日由“卡西尼”探测器所拍摄的木星照片。照片左下角的黑色斑点是木卫二所投下的影子。版权：NASA。

无独有偶，古巴比伦人把木星视为他们的主神马尔杜克，他在诸神中地位最高。他们还利用木星为期12年的轨道来定义黄道星座。在古罗马，木星被称为朱比特，是罗马神话中的众神之神，相当于希腊神话中的宙斯。

尽管自望远镜发明之后，人们才对木星的物理性质开始有了深入的了解，但是古人对木星“王者”地位的猜想却是完全正确的。木星在太阳系的八颗行星中，无论是质量还是体积都独占鳌头。它的质量达到了太阳的大约千分之一，超过了其他行星质量总和的2.5倍。它庞大的体积更是需要1,300多个地球才能把它“填满”。

虽然在伽利略首次把望远镜对准它之后的400年里木星一直没有逃脱地面望远镜的窥探，近几十年来更是有不少探测器频繁光顾，但是“行星之王”却依然保持着它的威严和神秘。它身上的四大谜案一直让天文学家们挥之不去。

木星的内部是个什么样子？

木星被认为拥有一个高密度的核心。在它之上则是一层参杂有氦的液态金属氢——氢被充分压缩之后经过相变而产生的。再往外就是由液态和气态氢组成的木星大气。

除了这些“粗线条”的描述之外，天文学家对于木星内部核心可谓知之甚少。他们通常假设木星的核心是由岩石组成的，但是当谈及它具体组成的时候，大家又莫衷一是。原因就在于对超高压下物质的性质几乎一无所知。虽然地球上的实验室也正在想尽办法来模拟木星内部的极端物理状况，但是这些实验目前所能仿真的程度和本身的误差都远没有达到让人满意的程度。

于是，与其从内部着手也许不如从外部深入。通过对木星重力场的测量，推测出它可能有一个质量为12～45个地球质量的核。核的存在倒是和木星是从一个岩质或者冰质核心通过吸积原太阳星云中的氢和氦而形成的理论相符，但是随着时间的流失高温的液态金属氢会将核心物质融化，并且通过对流将其带到木星的其他地方。因此木星的内核也许早就被“侵蚀”殆尽了，而目前的低精度测量根本无法给出一个具有决定性的结论。

[图片说明]：木星的内部结构到底是什么样子？版权：JPL/NASA。

另外，观测还发现了一个有意思的现象，木星能发出相当于它所接收的阳光20倍的辐射。这些辐射都来自其内部液体的对流，因此木星可能都具有绝热并且充分混合的内部结构。假设木星是均匀的并且完全由对流来冷却，再假设木星所辐射的能量是45.5亿年前它形成时所残留下来的，那么由此得出的木星辐射功率和观测到的值很接近。但是木星并不是均匀的，具有显著的分层结构。

那么，木星的内部到底是什么样子？也许木星的云顶可以给我们一些解答。虽然木星的大气中充满了湍流，但是大气中的云带却是极为稳定的，一个多世纪以来几乎没有发生过变化。这是否意味着这些云层具有很深的“根基”呢？下一代的木星探测器将对木星的重力场进行详尽地测量，期望能从局部的重力变化中反演出云带的构造，进而得知木星的内部结构。

木星是怎样形成的？

从1995年首次发现到2009年8月，已经发现360颗太阳系外行星。其中绝大部分是通过测量宿主恒星的视向速度变化而发现的。在这些太阳系外的行星中，绝大多数又是距离恒星较近的高温气态巨行星。作为气态巨行星的代表，木星为我们提供了一个足不出“户”就能研究它的这些“远亲”的机会。了解木星的形成过程也会为了解气态巨行星的形成提供重要的线索。

气态巨行星的形成牵涉到两种可能的机制：核心吸积和引力坍缩。顾名思义，核心吸积事先需要一个大约10个地球质量的固体冰质或者岩质核心，随后它会吸积周围的气体形成木星这样的气态巨行星。核心吸积过程必须按部就班地一一进行，所以历时较长。与之形成对比的是引力坍缩机制。由于恒星周围行星盘中的局部引力不稳定性，气态巨行星可以直接由此坍缩而成。虽然可以借此方式快速形成，但是这一过程需要一个大质量的行星盘，而且在不稳定性出现之前还要等上相当长的一段时间。为了甄别这两种机制，就需要了解这些气态巨行星的组成，尤其是氧元素的丰度（含量）。显然，木星提供了一个“近在咫尺”的机会。

[图片说明]：在行星盘中形成的气态巨行星。版权：NASA/FUSE/Lynette Cook。

为了了解氧在木星中的丰度，就需要了解木星中含有多少水。由于形成于距离太阳较远的地方，太阳的热量不会破坏具有挥发性的物质。因此木星很可能现在还保留着和原太阳星云相同的物质丰度，这同时也意味着木星中水的含量就像是一块被埋藏在木星内部的远古“化石”。

不幸的是，测量木星中水的丰度却并非易事。它们在木星的云顶中都凝聚成了冰晶，很难从远距离进行测量。因此必须深入木星内部，在那里水会呈现为液态。但这说起来容易做起来难。“伽利略”木星探测器曾在木星不同的深度测量了水的丰度，但是结果却和任何一个理论模型都对不上。因此不是理论模型都错了，就是探测到的数据本身具有特殊性。现在科学家们相信“伽利略”正好降落进了一片干燥的下沉气流，因此其中仅有少量的水，于是也就无法真正地反映出木星中有多少氧。

氧是宇宙中仅此于氢和氦的第三大元素，但是它对于木星的组成而言仍然是缺失的一环。同时木星中的水也是一个巨大的谜，并不仅仅因为它反映了太阳系中氧和氢的含量，它还和木星的天气系统息息相关。在木星上可以看到巨大的闪电和雷暴，这些都是由水操控的天气过程的最底层表现。

木星的大气从哪儿来？

如果说木星中的氧元素隐藏着原太阳星云的秘密，那么木星中的其他重元素则暗含着木星大气由来的玄机。

在“伽利略”木星探测任务之前科学家们认为，在太阳系形成的早期冰质的星子会俘获重元素，并且将它们带入形成中的气态巨行星内部。如果真是如此的话，通过比较现在木星和太阳的重元素组成就能告诉我们木星是如何长成现在这个样子的。

[图片说明]：木星巨大的磁场以及木卫一向木星输入离子。版权：John Spencer。

与预想中木星和太阳具有不同的重元素比例不同，“伽利略”探测器发现两者具有相同的重元素丰度。唯一的不同是，木星的含量是太阳的3倍。虽然还不清楚这一结果的真正含义，但是它却实实在在是个问题。木星比太阳含有更多的硅和碳好解释——它可能在形成的过程中“吞噬”了许多小行星。但是木星富含氩这样的稀有气体就无法解释了。

或许木星形成于行星吸积的晚期，当时这些气体还非常丰富。或者木星形成时的位置并非是现在它所处的地方，是事后才迁移过来的。如果木星确实形成于目前所在位置的话，那么太阳星云的温度就会比原先设想的更低。

对这个问题的回答还直接关系到地球的大气和海洋是从哪儿来的？对于地球而言，由于更为靠近太阳，挥发性物质难以被保存，因此地球上的水很可能来自彗星。

木星的磁场是如何产生的？

木星有着太阳系行星中最强大、延伸范围最广的磁场。它的强度是地球磁场的14倍。假设木星的磁场从地球上能用肉眼看到的话，那么它所延伸的范围足有两个满月的直径那么大。在现实中，木星的磁场可以延伸大约160万千米，是太阳直径的10倍左右。

产生木星磁场的内部“发电机”和木星的自转轴之间有11°的夹角，它是如何工作的几十年来也一直是个谜。综观地球的历史，地磁场曾发生过数次南北极翻转的事件，那么木星的磁场是不是也发生过类似的现象？为了回答这些问题唯有近距离飞临木星的两极才能寻找到答案。

但是这样也会造成巨大的风险，因为探测器在木星的两极必须要面对具有破坏性的辐射环境。在那里木星强大的磁场会加速带电粒子形成太阳系中最强烈的极光。

[图片说明]：哈勃空间望远镜所拍摄到的木星极光。版权：JPL/NASA。

美国宇航局的钱德拉X射线天文台对木星的极光观测发现，其中有高度电离的粒子撞入了木星两极上空的大气。X射线谱显示，木星的极光是由高价氧离子以及其他元素的离子所造成的。这就要求这些离子在木星的极区要被加速到百万伏特的高能量状态，暗示着木星极光的成因与地球的可能截然不同。

在地球上，极光是由于太阳风暴中的高能粒子扰动地球磁场所产生的。来自太阳的粒子也可以产生木星的极光，但木星的极光来自于另一种机制。由于木星的高速自转、强大的磁场以及来自木卫一火山活动喷出的大量粒子，因此木星有巨大的电子和离子储备。这些带电粒子被束缚在木星的磁场中，并且会被不断地加速撞入木星极区大气产生极光，所以木星的两极几乎总是存在极光活动。

如果产生极光的粒子来自太阳，那么这些粒子中应该含有大量的质子，它们会产生紫外极光。在“钱德拉”观测的期间，哈勃空间望远镜也对木星进行了紫外观测，只发现了微弱的紫外暴发。综合两者的观测，木星极光是由于束缚在木星极区上空的氧和其他元素的离子被加速所造成的。虽然引发极光的源头清楚了，但是产生极光的具体细节还需要木星探测器亲临现场才能告诉我们一个究竟。

尽管木星身上有着这些兴许在短时间内无法解开的谜题，但是让我们暂时把这些留给天文学家和未来的木星探测器。在此国际天文年之际，让我们不妨用望远镜去一窥行星之王的身姿，去感受一下它那看上去犹如大理石一般的“材质”，去体会一下400年前当伽利略首次在目镜中看到它时的那份激动。

（本文已刊载于《天文爱好者》杂志2009年第12期）
扩展阅读

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  未知的太阳系——太阳系的六大未解之谜

  从诞生太阳的薄盘中形成了八颗行星，一开始这些行星之间没有什么显著的“差异”。最终在太阳旁的第三颗行星上出现了生命，而这些生命也开始探索他们所在的太阳系。但时至今日依然有六个太阳系的未解之谜有待解答……

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火星是否曾经拥有生命？大西洋两岸为了回答这个问题而耗费数十亿美元的尝试都面临着扑朔迷离的未来。欧洲空间局（ESA）缺少资金来执行它雄心勃勃的计划——在2016年把一个火星着陆器和一辆火星车送上火星表面。美国宇航局（NASA）则深陷“好奇”号火星车（原“火星科学实验室”）成本上升以及进度滞后的泥潭，这使得它正在不断地蚕食其它探测任务的资金。

为了避免“各自为战”，美国和欧洲的科学家以及管理层一致认为，两个空间机构之间必须开展前所未有的合作。为此，他们正在筹划一个为期10年、影响深远的合作计划，计划将以2016年的联合火星任务拉开序幕，并且在十年之后以采集火星样本返回地球的方式把整个合作推向高潮。ESA科学主管戴维·索思伍德（David Southwood）坚信，这项合作是一个巨大的转变，但必须用不同以往的方式来考虑火星探测。同样，NASA的科学主管爱德华·韦勒（Edward Weiler）也英雄所见略同，认为双方必须联合起来。

[图片说明]：欧洲局科学主管戴维·索思伍德（左）和美国宇航局科学主管爱德华·韦勒（右）。

这一新举措背后的经济因素是显而易见的。单单一个采样返回任务，耗资就可达60亿到80亿美元，这是任何一个空间机构都无法独自承担的。但是这两个空间机构和科学界首先要做的是克服众多的政治、文化和技术上的挑战。一些美国人担心ESA还没有准备好来参与火星表面的复杂探测计划，而欧洲则担心受制于 NASA一年一度的预算“口水仗”。但无论如何，双方的最终目标还是一致的。

不断膨胀

当然，NASA和ESA之间的合作并非首次。ESA长久以来一直是国际空间站的成员，它还为NASA的卡西尼土星探测器制造了深入土卫六大气的“惠更斯”探测器。同样，NASA也计划为ESA2016年的“火星生命”（ExoMars）任务支付两台重要仪器的费用。但这些还算不上是真正意义的双边合作。通常资金更充裕的NASA拥有最终的决定权，而另一方的科学目标必须向它靠拢。但对于目前的联合计划来说，两个空间机构会较以往“平等”得多，都会有用武之地。例如，ESA和NASA会轮流向火星表面发射着陆器，然后另一方则发射一个相对廉价且在技术上也相对容易实现的轨道器，或者为此提供相关的硬件。

ESA对于联合任务的兴趣源于其“火星生命”计划的难产。作为旨在向火星发射一系列无人和载人航天器的“极光”计划的一部分，“火星生命”探测计划在 2005年的ESA预算会议上得到了有力的支持。从那时起，科学家们就开始不断为“火星生命”增添新的内容，这也致使它的成本水涨船高。2007年春，计划委员会批准了“火星生命”计划的扩编，它包括了一个环火星探测器、一个静态的火星地面站以及一辆带有钻探采样设备的火星探测车。按照设想，“火星生命” 着陆器会像花儿一样打开，并释放出一辆270千克重的探测车，它会向地下钻探2米来监测有机物，并且进行和火星生命有关的地质化学研究。

2008年，ESA的17个成员国批准为“火星生命”拨款11亿美元，但目前仍有1.95亿美元的缺口。ESA目前唯一的火星探测任务是“火星快车”。尽管它在2003年成功进入火星轨道，但由英国制造的“小猎犬”2号着陆器则在降落的过程中与地面失去了联系。

[图片说明]：“火星生命”探测者（概念图）。版权：ESA。

现在，“火星生命”探测器的重量和结构的复杂性已经远远超出了当初的计划。举个例子，其地质物理套件的预计重量达到了原先的三倍。额外增加的重量需要额外的火箭燃料和探测器空间，这就会使得成本上升。ESA似乎并没有足够的资金来实现整个“火星生命”计划。这就意味着这个计划要么减小规模，要么邀请NASA参与。

2009年3月下旬，欧洲的工程师和科学家聚会荷兰，商讨“火星生命”上23台仪器的未来，这23台仪器中有两台将由NASA提供。与此同时，索思伍德也不愿意看到“火星生命”过份地“缩水”，而且ESA在火星表面的存在将使得欧盟可以和“山姆大叔”并肩站立。

但是一些美国科学家则担心ESA缺乏执行这样一个复杂计划的经验。NASA前官员、现为美国斯坦福大学物理学家的斯科特·哈伯德（Scott Hubbard）曾经对此表示过怀疑，因为ESA从来没有在火星上成功着陆过，而且“火星生命”要比“好奇”号复杂得多。

互相依靠

NASA在30年前就把探测器送上了火星表面，其触角也已遍布了太阳系的各个角落。但是现在它仍然需要一个“肩膀”来依靠。最近由于技术难题和4亿美元的成本增加迫使900千克重的“好奇”号推迟2年发射。这一超支会蚕食未来其它的火星探测项目资金，并且还会危及到NASA十年来每两年发射一个火星探测器的计划。

这一战略计划源于1996年的一篇论文，在论文中，科学家声称发现了火星陨石中可能是生命化石的证据——但从那以后这一证据的可靠性就大打折扣。而 1999年两个火星探测器的失败打乱了NASA原先的计划，同时，2008年时任NASA科学主管的艾伦·斯特恩（Alan Stern）对于主流火星探测任务又提出了加速开展采样返回的要求。但是科学家们却认为这不切实际。

虽然NASA现在要求未来的火星任务必须严格受制于预算，但它还是计划在2016年向火星发射一个轨道器——“环火星科学探测器”（MSO）。其上的一台科学仪器将用来监测诸如甲烷这样的气体，同时它的照相机还将为未来“好奇”号的着陆地点选择提供数据，它的通讯系统还将为未来NASA和ESA的火星着陆器提供数据中转服务。

[图片说明]：工作中的“好奇”号火星车（概念图）。版权：NASA/JPL。

然而，“好奇”号的成本上涨使得NASA只剩下了7亿美元来运作这个项目，远远小于所需的数额。NASA同时还承诺为“火星生命”制造两台仪器，为此向原有8千万美元预算追加的5千万美元也将来自MSO的经费。为了适应紧缩的预算，NASA提出限制探测器所携带仪器的数量。布朗大学行星科学家、 NASA火星顾问委员会主席约翰·马斯塔德（John Mustard）说：“5亿美元能干多少事情？不多。”

根据眼下糟糕的预算形势，美国科学家似乎也认为与ESA的合作将是生死攸关的，但究竟如何来操作，大家各有自己的想法。一些工程师和科学家倾向于一个综合的2016年火星探测计划。在这一方案中一枚美国、欧洲或者俄罗斯的火箭将向火星发射一个NASA的环火星探测器，然后它会向火星表面释放“火星生命”探测车。到2018年，NASA和ESA互换角色，ESA的环火星探测器将向火星表面投下NASA计划中的价值13亿到16亿美元的火星车。一个用于监测火星地质物理状况的着陆器网络则将在2020年部署到火星上。采样返回任务的第一部分将在2022年发射，另一半则会在2024年进行。NASA会负责将采集到的火星样本送上轨道，然后由ESA负责将样本在两年后送回地球。

但是这种轮番上阵的做法也遭到了批评。“火星生命”首席科学家、法国的空间物理研究所（IAS）的让-皮埃尔·比布林（Jean-Pierre Bibring）担心，有美国甚至还有俄罗斯参与的2016年联合火星探测任务最终会推迟到2018年，这样一来就会比最初的计划晚了5年。他认为如果“火星生命”实现了它的科学目标，那么2018年的火星着陆器就显得似乎没有必要了。

其实，比布林更希望看到美、欧双方都在2018年着手开始样本返回任务。他认为，大家没有道理一直等待下去，夹在美、欧之间的计划无非是政治和经济因素的产物，完全是对时间和金钱的浪费。

新的方案

经过一系列的讨价还价，ESA委员会于2009年12月17日批准了新的“火星生命”计划。这一决定为ESA和NASA将于2016年和2018年发射的三个联合火星探测项目亮起了绿灯。这些新项目将由ESA领导，耗资8.5亿欧元。

2016年将首先发射“火星生命痕量气体轨道飞行器”。它将探测火星大气中甲烷等痕量气体，而最近的发现则显示火星大气中甲烷的含量异常。虽然它的科学载荷（由NASA和ESA共同制造）有待最终确定，目前的计划已经包括了高分辨率照相机和大视场照相机。火星生命痕量气体轨道飞行器上的高分辨率相机可以达到每像素1米～2米的分辨率，它将用于寻找释放出这些痕量气体的源头，并且监视火星全球和局部的天气。大视场照相机则将用于获得火星大范围的图像。此外它还将携带一台特殊的仪器——太阳掩食傅立叶变换红外分光仪。当太阳光穿过较厚的火星大气时，分光仪通过测量不同气体的吸收谱线就可以探测出大气的成分。

[图片说明]：欧洲空间局委员会批准的联合探测新方案。版权：ESA。

火星生命痕量气体轨道飞行器除了自身的使命之外，还会携带一个小型的“进入—下降—着陆”（EDL）演示装置，为计划于2018年着陆火星的两辆火星车做准备。此外，“火星生命”探测车将大幅突破原有的概念重新设计。NASA则会建造一辆能沿途分析土壤和岩石样本的火星车。

虽然，ESA已经造访过了太阳系中的其它行星，但现在拥有了一个能提升技术实力并与伙伴长期合作的新计划。这种合作对于欧洲步入国际性空间探测是重要的一步。

共同的旗帜

无疑，ESA委员会通过的新方案是欧、美合作的良好开端，但是将这一合作真正落到实处还会遇到许多复杂的问题。NASA和ESA的目标是由双方各自来负责制造每个任务中的不同部件，以此避免在整合复杂硬件的过程中遇到的从运输到进口限制等方面的困难。

一个大障碍是，欧洲缺乏类似NASA这样长期计划的传统。在目前的经济严重衰退时期，ESA的成员国批准整个造价高昂的火星计划本身就可以算得上是一个“奇迹”。索思伍德承认，当前正面对着这样一个心理障碍，而大家也必须和习惯于一次只执行一个任务的各成员国精诚合作。同时，他和其他的欧洲人也注意到，NASA对长期计划的偏爱并没有充分地考虑到美国国会年度预算审议结果的不确定性。

韦勒也明白，和ESA的合作还需要他去强力游说。他清醒地知道，自己可能是NASA里唯一一个相信与欧洲合作是正确抉择的人，最艰巨的任务是要让所有比自己职位低的人以及NASA的各个中心都能理解合作的意图和价值。

这些中心——特别是建造火星着陆器和火星车的喷气推进实验室——也许很不乐意放开美国对火星探测的主导权。喷气推进实验室向来不遗余力地通过它的工业界合作伙伴以及加州在美国国会中的强大代表来巩固它在太阳系探测中的核心地位。但是韦勒倾向于相信，喷气推进实验室的主管们最终会意识到，轮流执掌火星任务总比维系一个行将破产的项目要强得多。

除此之外，美欧之间的合作还会遇到其它微妙的障碍。缺乏合作的经验也会带来很多麻烦。而当欧洲科学家管理火星计划的时候，他们也必须克服 索思伍德所说的“那一点小小的自卑感”。

但是双方的管理层都相信，对这一合作来说，机遇总是大于挑战。心理问题和国籍的不同会带来障碍，但科学家们要实现这个宏伟的火星探测计划，齐心协力地扛起共同的旗帜才是最重要的。

（本文已刊载于《中国国家天文》2010年第2期）

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土星迎来了它的春天。

每隔15年，土星的光环就会侧向对着太阳。这就使得太阳系中最迷人的土星光环中任何的物质扭结或者聚集都会投下长长的影子。

卡罗琳·波科。

做为已经围绕土星运转5年的“卡西尼”土星探测器上控制成像中心实验室的主管卡罗琳·波科（Carolyn Porco）对这一景象欣喜不已。“我感到很幸运能看到这些摄人心魄的景象，”波科博士说，“400年来这是我们第一次有机会能研究土星光环的三维结构。”

2009年9月21日，波科博士和他的小组公布了最新拍摄的土星光环照片，其中可以看到长长的阴影、物质团块和波动。

“我们知道这些照片都会是非常漂亮的，不过最后的结果比我们预想得还要棒，”波科博士针对他们所获得的结果如是说，“我感觉正在参与一次伟大的冒险。”

虽然这些工作可以由机器人来执行，“但我们也都是探险队员，”波科博士说。

“这太让人兴奋了，”她补充说，“我希望每个人都知道这有多让人兴奋。”

波科博士，56岁，美国空间科学研究所的资深科学家，领导着价值34亿美元的“卡西尼”探测器上的照相机小组，美国科罗拉多大学的兼职教授，《有线》杂志评选出的美国总统该聆听的15个人之一。但她同时也是一个在60年代度过她少年时代的人，肯尼迪总统的话“天空并不是极限”对她影响颇深，而她自己则说：“事物还有待去发现。”

她在“卡西尼”成像小组的网站上模仿《星际迷航》中詹姆斯·柯克（James Kirk）船长写道：“船长日记，2009年3月23日。我们已经非常靠近了。土星和我们以及它的卫星已经在外太阳系一起度过了5年。”

斯坦利·库布里克（Stanley Kubrick）的电影《2001：太空奥德赛》仍然是她最喜爱的电影，甲壳虫乐队也是她的最爱。2001年当她访问英格兰的时候，她和她的同事还再现了甲壳虫乐队专辑封面的照片。波科博士领头穿着一身白色，就像甲壳虫乐队的主唱约翰·列侬（John Lennon）。

波科博士生于、长于纽约布朗克斯的一个家庭，有四个兄弟。部分得益于此使得她在日后取得了天文学上的成功，她说：“我习惯于和男性争论。”

[图片说明]：卡罗琳·波科。

她的父亲是一个开面包车的意大利移民，她的母亲则在家里操持家务。波科博士曾在斯佩尔曼主教高中上学，美国最高法院法官索尼亚·索托马约尔（Sonia Sotomayor）也曾就读于那里。

她是一个好学并且追求卓越的孩子。后来，当她在纽约州立大学石溪分校学习的时候，她还花了两年时间来念诵佛经。不过在一封电子邮件中她写道：“现在，这都是过去的事情了。”

从那以后，波科博士就开始追求她13岁时用邻居的望远镜所看到的土星。做为加州理工学院的研究生，她一开始有些踌躇，但后来找到了一个帮助分析两个“旅行者”号探测器数据的工作，从1978年到1989年这两个探测器造访了从木星到海王星的一系列行星。

她的导师彼得·戈德瑞克（Peter Goldreich）说，从那时起她展现出了抓住事物重点的能力。她发现土星环系统中的神秘暗条纹和土星的磁场有关。她的博士论文是关于土星环以及小卫星的引力对其作用的。

波科博士同时还是一个由科学家和科学作家组成的乐队的主力。

到1989年“旅行者”号飞跃海王星的时候，波科博士已经是美国亚利桑那大学的助理研究员，并且带领了一个小组在研究海王星的光环。

在清一色由男性组成并且充斥着竞争的空间科学中，女性很难获得高位。波科博士曾经把科学家描述成“学校里的恶棍”。她回忆说在他的小组开会前，她都会为自己打气成为一个“强势的男性”。

卡罗琳·波科。

戈德瑞克回忆，即使做为研究生波科博士也“花了很多努力来变得强势，最终她成功了。”

波科博士和卡尔·萨根（Carl Sagan）是朋友，后者是美国康乃尔大学的天文学家、作家、“旅行者”号团队的发起人。当波科的同事嘲笑她还没有结婚的时候，萨根曾站出来为她说话。

波科后来做为顾问受雇于由萨根的小说改编的电影《接触》，其中讲述了天文学家埃利·阿罗维（Ellie Arroway）发现来自外星信号的故事。

波科博士说，“旅行者”号在她的人生中占据了重要的位置。“它具有荷马史诗中的所有元素，”她说，“它是一部12年长的《奥德赛》，充满了重大的发现。随后它又归于平淡。对于我们中的许多人来说这是一段重要的经历，至少对我如此。”

再一次让波科博士踏上征程的是于1997年发射、2004年抵达土星的“卡西尼”探测器。“做为成像小组，我们就相当于站在了整个飞船的舰桥之上，”她说，“我们有能向外望去的窗户，这是我们的职责。”

1990年波科博士被任命为“卡西尼”照相机小组的主管，成为了“卡西尼”12个小组主管之一。她说，这份工作吞噬了她的生活，要求她必须变得强势。“我们的实验取得了巨大的成功，”她说，“但如果我听命于其他人，结果就不会如此。”

但波科说这一切都值得。“对于能参与‘旅行者’号和‘卡西尼’探测器，”她说，“我感到非常满足。”

对于“卡西尼”探测器来说，最激动人心的一刻是2004年“惠更斯”探测器降落到土星最大的卫星土卫六，它的大气比地球的还要浓密。2009年8月，天文学家宣布在土卫六上探测到了甲烷风暴。

卡罗琳·波科。

他们还发现了来自土卫二南极的羽状喷出物，这预示着有地下水的存在。“如果我们在那里找到生命，”波科博士说，“那一切都会改变。”

在2007年的一次讲话中，波科博士说着陆土卫六是一件普天同庆的事情。这番讲话也使得她被邀请成为了《星际迷航》的顾问，为一幕和土卫六有关的场景出谋划策。

“卡西尼”计划仍在进行，波科博士现在则成为了将于2015年抵达冥王星的“新视野”号小组的成员。但她说，她想花更多的时间在科普上，希望能写一本有关“卡西尼”的书。

“对我来说，”波科博士说，“绝大多数人错过了许多最好的东西，错过了这个世界的多样性，以及由此带给你的不寻常经历。在我们周围还有一个遵循远古法则——从电荷的移动到行星的运动——的隐秘世界，大多数人完全忽略了它。对我而言，这是一大憾事。”

（本文已刊载于《世界科学》2009年第11期）

[The New York Times 2009年09月21日]
扩展阅读

• “卡西尼”之“春分”行动

  2009年8月春天降临到了土星的北半球，“卡西尼”探测器专门为此开展了“春分”行动……

• 视频：卡罗琳·波科演讲《Carolyn Porco flies us to Saturn》
• 视频：卡罗琳·波科演讲《Could a Saturn moon harbor life?》

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每过14-15年，阳光就会直射到土星的赤道之上，它的北半球或者南半球就会进入春季。当2009年8月土星的北半球再一次迎来春分的时候，在它的身边多了“卡西尼”探测器的相伴。这也许注定了它将有一个别样的春天。

“卡西尼”探测器和土星。版权：NASA。

土星，这颗密度比水还小的行星，有着太阳系中独一无二的光环和卫星系统。虽然从外表看去，它没有木星表面汹涌的湍流且透出一种静谧与优雅，但这一切完全无法掩盖它的生机勃勃。科学家们已经发现了土卫六上的甲烷湖、土卫二上的冰喷发以及土星光环和大气中前所未见的惊人细节。这都得益于“卡西尼”这个近距离的观察者，而它对土星系统的调查还在不断深入。

4+2>6

“卡西尼-惠更斯”是一个由美国宇航局（NASA）、欧洲空间局（ESA）和意大利空间局（ASI）联合打造的旨在研究土星及其天然卫星的无人探测计划。它的硬件由两部分组成：NASA设计、制造的“卡西尼”探测器以及ESA制造的“惠更斯”探测器。前者以意大利-法国天文学家卡西尼命名，后者则得名于荷兰天文学家、数学家和物理学家惠更斯。“卡西尼”是有史以来最大的行星际探测器，长6.7米、宽4米，光建造就耗时超过十年。

1997年10月15日“卡西尼-惠更斯”发射升空，开始了奔赴土星的旅行。尽管用来发射的火箭已经是NASA当时最强大的，但它仍不足以把重达6吨的“卡西尼-惠更斯”直接送往土星。为此它先后经过金星、地球和木星的引力助推来助自己一臂之力。这场历时7年、总长35亿千米的马拉松在2004年6月30日终于抵达了终点。

在当年的圣诞节“惠更斯”与环绕土星的“卡西尼”分离，并于2005年1月14日成功降落到土星最大的卫星土卫六表面。土卫六同时也是仅次于木卫三的太阳系第二大卫星，有着浓密的富氮、甲烷大气，与40亿年前地球的原始大气极为相似。阳光中的紫外线会离解甲烷分子，由此可以形成更为复杂的成分，例如乙烷、丙烷、乙炔和苯。这使得在“惠更斯”着陆之前没有人确切知道土卫六的表面到底是个什么样子。

[图片说明]：“卡西尼”之“春分”任务。版权：NASA。

虽然“惠更斯”的土卫六之行非常“高调”，但这其中其实还有一个小插曲。在升空之后的检测中科学家发现“惠更斯”和“卡西尼”之间存在通讯问题，而前者要依赖后者来向地球发送探测数据。为此NASA的深空探测网专门重新调配了天线来捕捉“惠更斯”着陆土卫六时发回的信号。

另一方面，从2004年6月30日进入土星轨道到2008年6月30日为期4年的主任务阶段结束，“卡西尼”共环绕土星飞行了76圈，飞掠土卫六45次。此外它还飞掠了土星的其他七颗卫星：土卫二、土卫三、土卫四、土卫五、土卫七、土卫八和土卫九。除了土卫六之外，土卫二也给我们带来了出人意料的惊喜。与此同时它还对土星大气的动力学特征进行了探测，发现了许多诸如土星南极涡旋这样有意思的现象。

考虑到“卡西尼”上的仪器设备工作状态一直非常良好以及在过去的4年中所取得的巨大成就，2008年4月15日NASA决定将其探测任务延长2年。由于2009年8月土星会经过它轨道的春分点，因此这一计划被称为“卡西尼春分任务”。

[图片说明]：“卡西尼”于2009年8月12日所拍摄的土星照片，此时恰逢土星春分之后一天半。版权：NASA/JPL/SSI。

这一“春分”行动从2008年7月1日开始，期间“卡西尼”将绕土星运行60多圈，飞掠土卫六21次、土卫二7次、土卫一6次以及土卫四、土卫五和土卫十二各1次。由这一安排可见，对土星卫星（尤其是土卫六和土卫二）的详尽探测是“春分任务”的重点。此外“卡西尼”还会监测土卫六和土星的季节变化，探测土星的磁层等。而在这其中最眩目的则还是在春分时土星光环和阳光之间的游戏。

光与影的交织

土星光环和土星的赤道面基本重合，厚度为10-20米，主要成分为水冰。春分时阳光会直射土星的赤道面，因此也会从侧向照亮土星的光环。这一低角度的光照条件对于发现土星环面中的新结构非常有利，因为这些高出环面的结构此时会投下长长的影子。

在“卡西尼”于2009年5月24日所拍摄的照片中发现了土星环自身垂直结构所投下的阴影，这完美地诠释了土星光环缝隙中的卫星可以对环缝边缘产生重要且复杂的影响。直径8千米的土卫三十五位于土星A环外侧42千米宽的基勒环缝之中。它的引力会对环缝边缘的物质产生作用，使得它们轨道的偏心率变大，由此就会在环缝的边缘处聚集。先前的“卡西尼”观测显示这一作用会随着时间以及到卫星的距离变化而改变。但最新的观测还显示，土卫三十五自身和光环平面并不重合的轨道也会对土星环的垂直结构产生影响。根据影子的长度估算，这些垂直结构的高度为1.6千米，是土星主要光环（A环、B环和C环）厚度的大约150倍。

[图片说明]：“卡西尼”于2009年5月24日拍摄的土卫三十五对环缝边缘物质的作用。版权：NASA/JPL/SSI。

同样的原理也适用于寻找隐藏在光环中的土星卫星。2009年7月26日也就在土星春分前不久，“卡西尼”在土星B环中发现了一颗土星的小卫星。这颗小卫星处于B环的外围，距离其外边界480千米。当时它在土星光环上投下的影子长达41千米，正是这一点“出卖”了它。根据影子的长度计算出这个小卫星位于光环平面上方200米。如果和周围的光环物质一样在相同的平面内绕土星运动的话，那么由此估算出它的直径大约为400米。这颗小卫星与早先在土星A环中发现的不同，它并没有在自己两侧的光环中“开凿”出螺旋桨形的窄缝。这也许是由于B环中的物质密度较高所造成的，它们会以较A环中更快的速度来填补缝隙。

[图片说明]：春分时“卡西尼”在土星B环中发现了一颗土星的小卫星。版权：NASA/JPL/SSI。

除了这些光影变幻之外，在“春分”任务中“卡西尼”还会继续对土星卫星和光环之间的相互作用进行研究。在土星的窄环F环的两侧，土卫十七和土卫十六犹如两只牧羊犬时刻看护着F环中的物质。土卫十七位于外侧，直径81千米。土豆形的土卫十六则位于内侧，直径86千米。它的引力会在F环中周期性地产生辐条状的纹路。

除了用自身的引力来维护光环之外，有的土星卫星还会通过喷出物质来为光环提供物质，例如土卫二喷出的物质直接导致了土星光环E环的形成。

[图片说明]：土卫十七和土卫十六对F环的作用。版权：NASA/JPL/SSI。

生机盎然的土卫二

和一直备受关注的土卫六相比，土卫二是直到最近才开始吸引住人们的眼球的。

就在“卡西尼”进入环土星轨道之后半年，出现了太阳、土卫二的边缘和“卡西尼”探测器差不多正好在一条直线上的情形，这一构型称为“高太阳张角”。它非常有利于探测位于太阳和观测者之间的微小尘埃颗粒。观测显示土卫二的南极边缘存在向外的物质喷发。这对于直径刚超过500千米的土卫二而言是无法令人想象的，因为它自身似乎太小了，无法产生喷发所需的大量能量。

[图片说明]：“卡西尼”于2009年10月13日所拍摄到的从土卫二南极喷出的冰粒子云。版权：NASA/JPL/SSI。

为了搞清楚真相，科学家们特地把2005年7月“卡西尼”飞掠土卫二南极的高度从1,000千米降到了168千米。让人吃惊的是，土卫二的南极基本上是一个圆形的区域，完全没有环形山，但是明显地分布着一些平行的深裂纹，被称为“虎皮纹”。这些裂纹几乎以等间距排布，绵延130千米，终止于边上的弧形地带。在“虎皮纹”中温度最高的区域存在十几个射向太空的喷流，它们所喷出的微小冰粒在土卫二南极上空形成了一个虽然暗弱但是巨大的火焰形粒子云。

随后“卡西尼”穿越了这片粒子云来探察其中的成分。在2008年3月的一次飞掠中，“卡西尼”仔细地测量了其中的水蒸汽、氮、二氧化碳和甲烷，还发现了少量的其他含碳有机物，例如乙炔、氰化氢，以及痕量的乙烷、丙烷、苯、和甲醛等。

[图片说明]：“卡西尼”于2009年8月拍摄的位于土卫二南极的“开罗沟”，它是“虎皮纹”诸多裂缝中的一条。版权：NASA/JPL/SSI/USRA/LPI。

这些结果一下子让土卫二声名鹊起，因为对这一切最好的解释就是在它的表面之下存在一个由潮汐加热维持的海洋。这不能不让人联想到它的“生命潜能”。围绕这一议题“卡西尼”将在其“春分”任务中进行多方调查。

15年来阳光终于又再一次照射到了土星光环的北侧，而我们对土星及其卫星系统的新认识也正在和土星北半球的春天一起到来。

（本文已刊载于《中国国家天文》杂志2009年第12期）

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火星 版权：NASA/USGS。

登陆火星要比你想象得难得多，但绝非不可能的任务…

月亮只是前奏，把宇航员送上火星可能将会是人类历史上更为精彩但也更为艰苦的篇章。旅途中4～6个人会在一个铝罐子中住上6个月。在降落到火星表面之后，宇航员们又要在狭小的空间里住上600多天，直到地球再一次运行到特定的位置他们才能启程回家。最终，这些无畏的探险者将从火星表面起飞，在另一个铝罐子里再呆上6个月直至抵达地球。整个过程将历时两年半。

载人飞向火星可能将会是有史以来最危险、最具有传奇性质的旅行。月球旅行在从发射到返航的全过程中都有放弃任务的机会。但火星之旅则不行。一旦离开地球，机组成员就走上了一条不归路。去往月球就好比从纽约向外划船几千米，而前往火星则是扬帆横穿大西洋。

火星路途之艰辛堪称“不可能的任务”。但火星载人探测的热衷者并不这么认为。如果资金充裕并且有着那份“阿波罗”登月时的冲劲的话，一些人相信只要几十年人类足迹就会出现在火星表面之上。

为什么要去火星？

对于很多极端热衷于火星探测的人来说，去火星根本不是“是否”、“为什么”和“如何”的问题，而是必须的。它将告诉我们火星上是否存在过或者仍然存在生命。它将大大地推进航天技术，并且鼓舞下一代。当然，它还会把人类送上另一颗行星。对于美国宇航局来说，他们需要为火星探测制定一个目标，那就是把人送上火星。火星是科学之所在、挑战之所在、未来之所在。它是人类新的前线。

如何去火星？

当然是坐太空飞船去。目前的行星际探险家已经有了多种飞往火星的可选途径。在科幻小说中充斥着在行星间呼啸着往来穿梭的大型宇宙飞船，看上去就好像步行去便利点买一盒牛奶这么简单。但是在现实的行星际飞行中，根本就不是这么回事。

前往火星包括了三个步骤。第一，摆脱地球的引力场。第二，加速去火星。第三，进入火星的引力场并安全着陆。这并不像看上去的那么简单。

火箭推进剂是一大关键问题。你必须要携带有足够的燃料来发射升空飞往火星并且返回。因此推进剂必将占据载荷的大头。事实上，任何行星际飞船都可以被想象成一个巨大的气罐。从地球到火星距离大约数亿千米，需要巨大的燃料储备。

[图片说明]：美国宇航局构想中的用于执行载人火星探测的热核火箭。版权：NASA/Glenn Research Center。

解决这个问题的一种办法就是“分段进行”。将整个过程划分成多个阶段，这样也更容易管理。这一战略最早源于1989年美国总统布什在美国国家航空航天博物馆的一次演说。

那一年的7月20日，也就是“阿波罗”11号登月20周年之际，布什公布了他的空间探测计划，其中包括了建造国际空间站、重返月球和前往火星。

美国宇航局为此进行了“90天研究”来充实这一构想。其中火星探测将采取“天基”架构。宇航员会在空间站上组装一艘大型飞船。在抵达火星之后，这艘飞船会分解成一个用于把机组人员送回地球的返回飞船以及一个用于登陆火星并且重返火星轨道的着陆飞船。第一次任务将只在火星表面逗留30天。

直奔火星

布什这一计划的成本预计是5千亿美元，但到1990年就几乎被抛弃了。不过这也激励了一些科学家和工程师提出了更快捷、更廉价的火星探测计划——“直接火星”。

“直接火星”和先前的“天基”方案有了显著的不同。首先，一个货运飞船会使用类似“阿波罗”计划中的“土星”Ⅴ型火箭发射升空。它将携带一个最终把宇航员送回地球的返航飞船，并且它将不在近地轨道上进行组装或者补给而是直接飞向火星。这正是“直接火星”中“直接”的部分。

返航飞船会在不加注燃料的情况下降落到火星表面。同时，它还会携带一个资源就地利用设施。其中包括了一个自动化学处理厂、一个核电发生器和液氢“原料”。随后资源就地利用设施会混合液氢原料和火星大气中的二氧化碳由此来制造可做为火箭燃料的甲烷和氧。

[图片说明]：欧洲空间局科学家设计的载人火星基地。版权：ESA。

在下一次火星处于有利发射窗口的时候——货运飞船发射之后26个月，火星考察队员便会从地球启程。但前提条件是资源就地利用设施必须已经完成了对返航飞船的燃料加注。宇航员所乘坐的飞船会运送四名宇航员、一辆以甲烷为燃料的火星车以及在未来三年中他们所需的一切。

“直接火星”所采用的轨道都是为了把对推进剂的需求控制在最小的程度，但代价是宇航员必须在星火上停留相当长的时间。在6个月的飞行之后，宇航员还必须在火星上呆大约600天来等待火星再一次运行到对返航燃料需求最少的发射位置。

当宇航员离开火星的时候，第二艘从地球发射的返航飞船会进入火星轨道。这将为宇航员提供一个安全保证。如果早先发射的返航飞船失灵，宇航员还可以用第二艘返航。如果宇航员最终没有使用备用返航飞船，那么它还可以留给下一批的火星考察队员使用。

“直接火星”的成本正是它的关键卖点。据估计它将花200-300亿美元和10年时间来进行硬件研发，以及另外的10-20亿美元来用于随后的飞行和火星前哨站的开销。目前它的总成本大约是300-400亿美元，之后每次载人火星探测的费用大约为20-30亿美元。

20世纪90年代美国宇航局采纳了这一战略思想，但不同的是宇航员将乘坐火星上升飞船离开火星表面，然后换乘火星轨道上先前由货运飞船送来的行星际飞行器返航。到1998年美国宇航局抛弃了“直接火星”转向了“间接火星”方案。使用这一方案可以省去向火星发射200吨的额外载荷。一枚80吨的火箭将会把载荷和推进段送入近地轨道，在那里它们会对接并且前往火星。对于第一批前往火星的探险队而言，至少需要六次发射。

虽然美国宇航局的火星探测涉及到比“直接火星”更多更重的硬件，但基本步骤还是类似的。其预算要求是小于5千亿美元。

[图片说明]：美国宇航局的火星基地构想。版权：NASA。

着陆火星

目前的火星计划更多的还只是大的框架，许多细节还有待进一步深入。其中最关键的细节之一就是如何把沉重的载荷整体降落到火星表面。宇航工程师把这一过程称为“进入、下降、着陆”。

目前美国宇航局还没有官方资助任何的火星载人飞行研究。但是美国宇航局内外的科学家和工程师一直在探索在火星上实施“进入、下降、着陆”的办法。对于学生来说这是一个非常好的研究案例，同时研究结果也会有助于未来机器人火星探测任务。对于“进入、下降、着陆”来说其最大的挑战是如何在不到10分钟的时间里把速度从超高音速降到零。一旦失败，那么载荷就会在火星表面砸出一个新的环形山。

这个过程中最困难的部分是中间的“下降”阶段。在这之前载荷具有相当大的轨道能量，而在接近地表前则要把这一能量削减到不足原来的1%。

2008年5月成功着陆火星的“凤凰”号探测器则体现了目前火星着陆的最高水准。其“恐怖7分钟”始于火星大气的顶端，距离地面大约125千米。“凤凰”号以每小时20,000千米的速度进入火星大气。火星大气对其绝热罩的阻尼使得它的速度降到了每小时1,400千米。然后降落伞会把速度进一步降到每小时400千米。在短暂的自由下落之后，“凤凰”号会在距离面975米的时候启动减速火箭并最终触地——整个过程历时大约7分钟。

到2018年当“好奇”号（原“火星科学实验室”）抵达火星的时候，目前的“进入、下降、着陆”技术就会达到它的极限。“好奇”号的质量为900千克，这差不多正是传统的绝热罩、降落伞、反推火箭所能做到的极限。

但未来的载人火星探测载荷将达到30-60吨。而目前的“进入、下降、着陆”技术甚至都不能把一辆迷你库珀车降落到火星上。迷你库珀的重量约为1,145千克，体积也要比未来的着陆舱小得多。

为此必须要采用新的技术。“直接火星”和其他计划的方案都是在下降阶段采用降落伞。但是火星稀薄的大气意味着降落伞必须非常得大，而且还要能在超高音速的情况下快速打开而不会缠绕在一起。这样一个降落伞摊开之后足可以覆盖一个足球场。

[图片说明]：未来使用超音速膨胀气动力学减速器着陆火星的构想图。版权：Astronomy/Roen Kelly。

而“阿波罗”式的仅靠反推火箭的着陆方式也有问题。使用火箭从火星轨道减速着陆会消耗巨量的推进剂。同时在超高音速下在火星大气中使用火箭会造成空气动力学阻尼以及难以预测的不稳定性。

美国宇航局和空气动力学研究中“进入、下降、着陆”技术领域的专家也想出了一些新办法。其中最有希望的是超音速膨胀气动力学减速器，它是一个形状类似羽毛球的巨大气囊。这种气动减速器直径大约50米，可以使得飞船减速到大约每小时720千米，在这个速度下就可以使用火箭引擎制动并且完成最终的软着陆。不过一次性完成30-60吨载荷的着陆可能还是会有问题，如果分批进行（例如以15吨为一个批次）可能会更实际。

插入奇迹

解决大质量载荷的着陆问题只是攻克载人火星探测诸多挑战中的一步，还需要有更多的“奇迹”发生。大小可以达到波音747客机翼展的超音速膨胀气动力学减速器虽然是一大挑战，但并非不可能。

在载人火星探测问题上，虽然有些人的目光可以看穿技术上的这些沙漠，但是最终还是要老老实实地穿过它。连续30年每年投入100亿美元也许可以实现登陆火星。但是考虑到美国宇航局重返月球计划的推迟以及所有尚未解决的挑战，美国宇航局真正要驻足火星可能要等到2080年。

当然也有人对此相当乐观。他们认为，今天的载人火星探测所遇到的挑战要比1961年载人登月时所遇到的小得多。与其说这些技术困难无法解决，倒不如说为此投入的人力、物力远不如以前。也许还是要提及美国总统肯尼迪的那句话（当然要做一点修改）——我们去火星不是因为它容易，而是因为它难。

[Astronomy 2009年08月]

（本文删减版已刊载于《科学画报》杂志2009年第10期）

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2008年美国国会为临近退役的航天飞机又增加了一次额外的飞行。这次飞行的目的是为了把一个用于搜寻反物质星系的仪器送上国际空间站，它就是阿尔法磁谱仪（AMS）。

1994年时任美国宇航局局长的戈尔丁正在为国际空间站寻找一些“出味”的科学想法。有人告诉他，诺贝尔奖得主丁肇中有意在太空中放一块磁铁来探测来自其他星球的反物质。听到这个消息后，戈尔丁说：“好，这个人在哪儿？我要立刻见他。”到1995年，丁肇中和戈尔丁达成了协议，美国宇航局负责用航天飞机把AMS送上国际空间站，但并不为它的建造出资。于是，丁肇中把目光转向了美国能源部和其他国家的机构。

1998年6月2日AMS的原型机AMS-01搭乘“发现”号航天飞机发射升空，开始了为期十天的太空之旅。实验在失重情况下进行，搜集了穿过其面包圈形磁铁的粒子的数据。除了这一科学目标之外，这次飞行还使得地面控制中心演练并且熟悉了操作命令和数据界面、测量了实验的背景值并且验证了AMS的热模型，为下一次飞行打下了基础。

[图片说明]：AMS-02。版权：MIT。

但自从航天飞机在2003年“哥伦比亚”号失事后复飞以来，几乎所有的飞行任务都是为了完成国际空间站的建设，因为整个机群按照计划要在2010年退役。2005年专门用来运送AMS的航天飞机飞行被取消。

不过丁肇中本身的巨大影响力以及他长期以来一直领导着庞大的粒子物理合作团队使得AMS绝处逢生。意大利外交部长专门为此和当时的美国国务卿赖斯打了招呼。而在美国总统大选中甚至也打起了AMS牌。额外的一次航天飞机飞行给了美国佛罗里达州选民新的希望，因为航天飞机停飞就意味着许多人要为此失业。因此2008年的两个总统候选人都为此做出了承诺。随后美国国会也批准了这次飞行。

现在笼罩在AMS上的阴霾似乎都消失了，新的AMS-02将在日内瓦完成最终的组装，并且预计会在2009年底运抵位于美国佛罗里达的肯尼迪航天中心。据美国宇航局的AMS-02网站公布，其发射时间目前暂定为2010年7月29日。

丁肇中和AMS的诞生

1976年丁肇中因为通过仔细地实验证明了当时已知的3种夸克还不够需要第4种而获得了诺贝尔奖，诺贝尔奖委员会则把他的工作比喻为“在巨大的喷气机旁听出一只蟋蟀的叫声”。他自己则说，当实验和理论之间不相符的时候才是最有价值的，“物理学的进步是建立在你摧毁其他人的认识之上的”。

随着丁肇中的声名鹊起，他实验的规模也开始“水涨船高”。1983年，丁肇中领导着当时世界上最大的物理学合作项目——位于欧洲核子中心大型电子-正电子对撞机上的L3实验。大约有500名物理学家参加了L3实验，其所雇佣的人数超过了大型电子-正电子对撞机上的任何一个实验。他的领导风格并不是完全民主的，但这使得他可以快速、果断地实现目标。丁肇中曾经要求美国能源部升级大型电子-正电子对撞机实验，但美国能源部拒绝了他的要求。当时丁肇中站了起来说：“我拒绝你们的拒绝。”

但丁肇中建造更大型实验的想法还是遭到了反对。涉及13个国家90个研究机构1,000名科学家的超导超级对撞机由于“内部问题”在1991年宣告“破产”。紧接着，欧洲核子中心也拒绝了丁肇中将L3实验放到大型强子对撞机上的提案。这迫使丁肇中和他的紧密合作者不得不开始考虑一些更小型、更简单的实验。在L3工作间隙的一次咖啡时间中，AMS的想法诞生了。最初的想法是一个参与人数不超过100人、可以放在一张桌子上的实验。

[图片说明]：丁肇中。

但最终的结果是，14年来AMS耗资达15亿美元，被《纽约时报》称为是“有史以来最昂贵的科学实验之一”。AMS的背后有来自16个国家56个研究机构的500人团队。盛放重达7吨的AMS的“桌子”足可以停下一辆小型公共汽车。其0.86特斯拉的超强磁场是太阳黑子的5倍、地球磁场的17,000倍。如果AMS不花一半的能量来抵消超出其自身范围的磁场，那么要不了多久国际空间站的姿态就会无法保持静止。

大爆炸遗孤

AMS通过探测宇宙中的带电粒子——宇宙线——来寻求粒子物理学中一个尚未被解决问题的答案：为什么我们的宇宙绝大部分是由物质而不是反物质组成的？在宇宙大爆炸诞生的过程中，似乎存在一种神秘的机制使得物质受到垂青而反物质则被打入了冷宫。

当正反物质相遇的时候就会湮灭产生光子。但如果在早期宇宙中有一些反物质躲过了这场“肃清”运动，那么也许时至今日宇宙中还留有这些大爆炸的遗孤。如果有一个反氦原子核——大爆炸以来任何已知的过程都无法产生的反原子核中最轻的一种——从AMS中央穿过了过去，那么由于强磁场的作用而导致的它运动轨迹的弯曲就能立刻揭示出它的质量和电荷。假设反氦核的特殊轨迹最终出现在了AMS的数据中，这无疑将会是革命性的发现。因为这是一个信号，这个信号预示着在宇宙中的某个地方还有反物质星系、反物质恒星、反物质行星乃至反物质生命的存在。由于反物质从外表看上去和物质没有什么区别，因此天文学家无法仅仅通过观测来区分某颗恒星乃至某个星系是否是由反物质组成的。而AMS却能做到这一点。1998年的AMS-01探测到了数百万个氦核，但是没有反氦核。

除了搜寻整个由反物质组成的星系之外，AMS还将检验暗物质的主流理论。在标准的宇宙学模型中，宇宙物质的绝大多数是由暗物质构成的，它们占了宇宙物质的83%，但它们的性质至今未知。组成恒星、行星以及你、我的质子、电子和中子则占据了宇宙物质的其余部分，它们和暗物质之间仅仅通过引力发生相互作用。此外，AMS还将寻找奇异物质，它们是由奇异夸克组成的超大质量物质。更好的了解奇异物质将帮助科学家研究微类星体和微型原初黑洞的蒸发，由此也可以证明这些小型黑洞是否真的存在过。

“AMS使得我们第一次能以非常高的精度来测量超高能宇宙线，”丁肇中说。1999年使用AMS-01十天的观测数据给出了宇宙中反氦核和氦核流量之比的上限为百万分之一，而AMS-02的灵敏度则能达到十亿分之一，比先前的高出了一千倍。如果AMS-02最终没有探测到反氦核，那么这就说明在1千兆秒差距（1秒差距=3.26光年）的范围内不存在反物质星系，这基本上已经达到了可观测宇宙的边缘。

钟情空间站

丁肇中经常把AMS和高能粒子加速器进行比较。与探测来自宇宙的高速宇宙线不同，这些地下的加速器会使用巨量的能量来“制造”粒子。为了研究这些粒子，加速器和AMS一样都会使用强磁场来偏折粒子的运动轨迹，并且用传感器来跟踪粒子的轨迹。

[图片说明]：AMS-02（左侧的矮圆柱形）安装到国际空间站上之后的想象图。

这些传感器会产生好几万亿字节的数据，超级计算机根据这些数据来计算每个粒子的质量、能量和电性。超级计算机正是AMS钟情国际空间站而非普通卫星的原因之一。AMS会产生巨量的数据，由于数据量过大因此无法传回地球，只能在轨道上用自身由650个中央处理器组成的超级计算机处理。这台超级计算机的耗能为2.5千瓦，远远超过了普通的人造卫星太阳能板所能提供的电力，但却在国际空间站100千瓦电力供应的范围之内。一旦被安装到国际空间站上之后，AMS-02预期可以工作3-5年。

AMS和地下的加速器有两大重要的区别。第一，AMS所要探测的是较重的核子，它们的能量比加速器所能产生的还要高得多。欧洲核子中心的大型强子对撞机是世界上最强大的加速器，粒子在其中碰撞时的能量可以达到大约7万亿电子伏特。与之形成对比的是，宇宙线的能量则高达1万亿亿电子伏特或者更高。第二，加速器通过碰撞“碾碎”粒子来了解粒子本身，而AMS则通过探测来自深空的高能粒子来了解宇宙。

在这个领域还有其他的仪器也在做着同样的事情，例如意大利在人造卫星上所进行的反物质探测和轻核天体物理载荷（PAMELA）实验。它也搜寻了宇宙中的反氦核，但精度尚不足说明问题。不过，PAMELA已经上天，而AMS-02还“躺”在家里。但随着时间的临近，AMS即将迎来它“最后的战役”。

（本文已刊载于《新知客》杂志2009年第10期）
扩展阅读

• 暗物质粒子发现在即
• 超高能使者——宇宙线
• 从无穷小到无穷大的发现

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2009年5月15日，美国宇航局的主力红外空间望远镜“斯皮策”终于耗尽了它最后一滴用于制冷的液氦，结束了为期五年的“低温”使命。让我们跟随它一起去探访那些宇宙隐藏的角落……

[图片说明]：斯皮策空间望远镜拍摄的反射星云NGC7129中的恒星形成区。版权：NASA/JPL-Caltech/T. Megeath (Harvard-Smithsonian CfA)。

在通过望远镜目镜所能看到的宇宙之外，还平行存在着另一个宇宙。那就是红外宇宙。在这个宇宙中，光线的波长要比人类肉眼所能看到的最红的光波还要长。从2003年8月发射至今，美国宇航局（NASA）的斯皮策空间望远镜就以前所未有的灵敏度和成像清晰度探索着这个隐藏的宇宙。

使用“斯皮策”天文学家就可以在其他的恒星系统中看到诸如行星这样相对较“冷”的天体，而它们无法在可见光波段发出足够能被看到的辐射。“斯皮策”还能穿透笼罩着银河系大多数地方的浓密星际尘埃，揭示出先前看不到的结构。科学家们还用它来探测被尘埃所覆盖的星系中央黑洞。

“斯皮策”所能触及的最遥远地方是第一代恒星和星系形成的早期宇宙。它们所发出的光离开这些天体的时候都在可见光和紫外波段，但是在传播的过程中由于宇宙的膨胀被拉伸到了红外波段。“斯皮策”上的仪器可以探测到这些来自远古的光线，让天文学可以研究128亿年前星系的样子，而当时的宇宙只有现在的1/7大。

[图片说明]：斯皮策空间望远镜的5个侧面。它的特殊设计使得它具有了非凡的红外灵敏度。太阳防护照/电池板使得“斯皮策”始终处于阴影中。而“斯皮策”背向太阳的一侧也被漆成了黑色，以此来向宇宙空间辐射热量。版权：NASA/JPL-Caltech。

现在“斯皮策”已经进入了它工作的第六个年头。它在众多领域所做出的发现充分展现了红外天文学所带来的科学力量。即使在“斯皮策”耗尽了为保证所有探测器都达到高灵敏度的液氦之后，它也依然可以继续探测红外波段下的宇宙。而新的更强大的红外空间望远镜不久就会接替“斯皮策”的工作。

冰冻三尺

“斯皮策”成功的秘密在于它的设计。它可以把望远镜的照相机和摄谱仪都维持在-272℃的低温，这样一来这些电子探测器在红外波段就可以达到它们的最大灵敏度。为此，“斯皮策”上的仪器都被安放在了一个装有液氦冷却剂的容器之上。同时“斯皮策”所采用的新技术也使得它与会干扰观测的外界热源隔绝了开来。

例如，“斯皮策”装在一侧的太阳能电池板和绝热罩总是对准太阳的，保证望远镜时刻都在阴影之中。“斯皮策”尾随地球的轨道也使得它与地球散发出的热量保持了一定的距离。而望远镜的物理设计也利用了空间环境天然的制冷作用。由此“斯皮策”每天只需要使用28克的液氦就能维持仪器所需的工作温度。

[图片说明]：斯皮策空间望远镜在一条尾随地球的轨道上绕太阳转动。版权：NASA/JPL-Caltech。

不过，即便是望远镜使用了诸多创新型的设计它也只能减缓而非阻止液氦无情地蒸发。2009年5月15日“斯皮策”上360升的制冷剂终于蒸发殆尽，这一个刻的到来标志着从2003年开始这5年多来“斯皮策”氦制冷“低温任务”的结束。

太阳系外行星天气报告

“斯皮策”的低温任务中包含了令人激动的对太阳系外行星的探测。到2009年3月已经发现并确认了344颗太阳系外行星，而后续的发现也正在快速地涌现。

这些已知的太阳系外行星中有许多是被称为“热类木星”的大质量气态行星，它们都在非常靠近恒星的轨道上公转。在这其中有一颗被称为HD189733b的行星，它正围绕着一颗距离地球63光年的恒星转动。这颗行星所发出的绝大部分光都在红外波段，使得“斯皮策”可以探测它的温度和组成。

[图片说明]：艺术家想象中的非常靠近宿主恒星的热类木星。版权：NASA/JPL-Caltech/T. Pyle (SSC)。

HD189733b相对较弱的辐射使得它淹没在了宿主恒星的光芒之中。不过幸亏HD189733b公转的轨道是侧向对着地球的，因此“斯皮策”还是有办法能把它和恒星分开。

在HD189733b绕恒星转动的过程中，它都会从恒星的前方经过（凌星），然后绕到一侧，接着再运动到恒星的后方。当行星被恒星遮挡消失在视场中的时候，“斯皮策”上灵敏的探测器就会测量此时由于缺少了行星所造成的红外辐射降低。这一降低所对应的正是这颗行星的大气温度。

除此之外，“斯皮策”的科学家还能探测这颗行星表面温度随着其经度的变化。因为HD189733b的轨道非常靠近恒星，因此恒星强大的引力会将行星“锁住”并且使它始终只有一侧冲着恒星——就像月亮只有一面朝着地球一样。

当HD189733b凌星的时候，“斯皮策”就能观测它处于夜晚的一侧。当凌星结束HD189733b开始向恒星后方运动的时候，“斯皮策”就能不断地观测到它大气中不同的部分。当行星运动到恒星后方的时候，“斯皮策”就能测量它整个大气圈的红外辐射，并且揭示出温度是如何随着经度变化的。

[图片说明]：处在不同轨道位置的行星，观测者就能看到它大气的不同部分。版权：NASA/JPL-Caltech/T. Pyle (SSC)。

这一研究发现，尽管HD189733b的自转被“锁定”了，但是朝向恒星的一侧和背向恒星一侧的温度差距其实并不大——从927℃到649℃。同时，朝向恒星一侧温度最高的也不是恒星正好位于头顶方向的地方，而是在这个基础上还要向东偏30°。

向东30°的偏差以及白天和夜晚间不大的温差说明了风把热量从白天一侧带到了夜晚的一侧。但是为了要解释观测到的温度分布，风的速度就要达到每小时1,610千米以上。

探测银河系

“斯皮策”的观测也大大推动了对我们所在银河系的认识。现在对河外旋涡星系中富含气体和尘埃的旋臂所拍摄的照片足可以装满好几本相册，但是对于我们自己身处的银河系却做不到。不过红外天文学为我们提供了一个解决办法。

[图片说明]：“斯皮策”分别在24、8.0和3.6微米的波段上拍摄了旋涡星系M81（底图），中间为这三个波段的合成照片。左上角的可见光波段照片来自美国基特峰国家天文台。版权：NASA/JPL-Caltech/K. Gordon (University of Arizona) & S. Willner (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics), N.A. Sharp (NOAO/AURA/NSF)。

在可见光波段，很难在大距离上通过恒星计数来描绘银河系的旋臂以及其他的主要结构。银河系中绝大部分的恒星都位于一个平面（银盘）中，但是绝大多数的尘埃也是如此。那些距离地球超过3,000光年的恒星所发出的可见光因此就无法穿透由尘埃所组成的“幕墙”。而银河系中心到我们的距离则达到了27,000光年。幸运的是，绝大部分的红外辐射都可以穿透尘埃，使得“斯皮策”可以一览银盘无遗。

对银河系探测所取得的重要进展来自“斯皮策”的红外中银道面非常巡天（GLIMPSE）。GLIMPSE观测了位于银道面上、下130°长、1°宽的长条形天区，这一宽度差不多正好是4个满月摞起来的高度。

GLIMPSE带来的大量新数据强烈地支持了先前关于银河系是一个棒状星系的结论。银河系中的棒状结构是由沿椭圆而非圆轨道绕银心转动的恒星以及气体所组成的，长度约为28,000光年。

在GLIMPSE之前，观测发现银河系拥有4条主要的旋臂：矩尺臂、英仙臂、人马臂以及盾牌-半人马臂。由于旋臂的长度远大于宽度，因此当“斯皮策”沿着旋臂延伸方向观测的时候就能看到比横穿旋臂时多得多的恒星。

[图片说明]：“斯皮策”拍摄的银河系中心照片。版权：NASA/JPL-Caltech/S. Stolovy (SSC/Caltech)。

根据GLIMPSE的结果，天文学家发现沿着矩尺臂和人马臂其中恒星的密度不存在跳变，即沿着旋臂恒星的数目增加不大。这些结构现在被归为“小旋臂”，它们是由一块块的气体和一群群的年轻恒星所组成的。但是盾牌-半人马臂和英仙臂则是富含恒星的大旋臂，它们直接和银河系中心棒状结构的两端相连。

寻找隐藏的黑洞

“斯皮策”能穿透星系中尘埃的能力也为回答另一些问题提供了机会，那就是什么样的星系会拥有超大质量黑洞。目前已知的几乎所有的超大质量黑洞都位于星系中央恒星高度聚集的核球之中。以银河系为例，它有一个中央核球，在核球中则有一个3-4百万个太阳质量的超大质量黑洞。与旋涡星系中心核球类似的椭圆星系也具有超大质量黑洞，且最大的可以大到几十亿个太阳质量。

[图片说明]：哈勃空间望远镜和斯皮策空间望远镜拍摄的草帽星系（M104）可见光与红外合成照片（上图），“哈勃”所拍摄的可见光照片和“斯皮策”拍摄的红外照片分列于左下角和右下角。草帽星系是一个几乎侧向对着我们的星系，在它的中心具有超大质量黑洞。版权：红外照片：NASA/JPL-Caltech/R. Kennicutt (University of Arizona)/the SINGS Team；可见光照片：Hubble Space Telescope/Hubble Heritage Team。

天文学家发现，中央黑洞和核球似乎是一起长起来的。核球的质量越大，黑洞的质量也就越大。它们之间有一个显著但却时至今日未能被解释的关系，那就是中央黑洞的质量大约是核球的0.2%。对于没有核球的星系，它们似乎应该不会拥有中央黑洞，但是“斯皮策”对无核球星系的观测却否定了这一点。

在一项研究中，科学家使用“斯皮策”观测了32个核球较小或者没有核球的星系。意想不到的是，其中有7个拥有黑洞，且质量从3,000-150,000个太阳质量不等。因此，这说明了即使没有核球在星系的中央黑洞也能形成并且生长。

而红外波段的观测在此起到了关键的作用。当气体盘旋着掉入黑洞的时候就会在它周围形成吸积盘，其中被激发的氖气体就会发出X射线和紫外辐射。这一过程可以产生能穿透周围尘埃的独特红外信号，进而被“斯皮策”观测到。

[图片说明]：侧向星系NGC 5907。天文学家曾经认为，扁平的旋涡星系因为没有核球进而其中央也不具有黑洞。但是“斯皮策”的观测结果挑战了这一核球-黑洞之间的联系。版权：NASA/JPL-Caltech/M.L.N. Ashby (Harvard-Smithsonian CfA)。

“斯皮策”对黑洞的观测为我们留下了一个重要的未解之谜。如果黑洞不是由核球产生的，那么又是从哪儿来的呢？现在天文学家们只能对此进行猜测。将来“斯皮策”和其他的红外天文台通过更详尽地观测近距星系中的黑洞也许能帮助我们回答这个问题。

宇宙深处

除了近距离的宇宙之外，“斯皮策”还向我们展现了早期第一代恒星和星系形成时宇宙深处的画面。虽然现在我们还无法回溯到137亿年前宇宙大爆炸的创生时刻，但是“斯皮策”已经将我们所能看到的范围向前推进了到宇宙历史中一个关键的阶段——再电离时期。

大爆炸不久之后，宇宙中所有的物质就是一锅由质子、电子和光子等粒子组成的“热汤”。在38万年后，宇宙经过膨胀冷却到了足以能让电离的粒子重新组合到一起的温度。由此形成了中性的氢原子和氦原子，但是还没有形成恒星。这就是宇宙的“黑暗时期”。

然后在黑暗之中恒星和星系开始形成。当第一代恒星被点燃的时候，它们的辐射就会加热并且电离中性氢。到大爆炸之后大约10亿年，这一“再电离”过程基本完成。现在星系之间的绝大部分物质还依然是电离氢。但是天文学家并不清楚这一关键的过程到底是在什么时候开始的。

通过观测宇宙中最遥远的天体——早期星系——并且检查它们是位于中性的还是电离的星系际介质中就可以回溯宇宙再电离的时期。这使得我们可以描绘出再电离的过程以及宇宙结构的演化。

宇宙膨胀会拉伸遥远星系所发出的光线。当它们到达地球的时候，它们的波长已经红移到了红外波段。而探测这些辐射正是“斯皮策”的强项。一个天体所发出辐射红移的量越大，我们可以回溯的年代就越久远。

[图片说明]：“斯皮策”和“哈勃”联手捕捉高红移星系。左图：“哈勃”拍摄的超深空区，其中包含了大约1万个星系，这是人类目前在可见光和近红外波段所能看到的最远画面。右上：左图哈勃超深空区蓝色方框的放大图像。其中的蓝色圆圈圈出了一个在可见光波段不可见的遥远星系。右中：由“哈勃”的近红外照相机和多目标分光仪所拍摄到的这一遥远星系，但它在近红外波段下非常红且暗弱。右下：“斯皮策”的红外相机在波长更长的红外波段轻而易举地观测到了这一星系。它的红外亮度说明这是一个大质量星系。版权：NASA, ESA/JPL-Caltech/B. Mobasher (STScI/ESA)。

高红移星系就像是远古的化石，可以向我们揭示出在早期宇宙中所发生的过程以及它们是如何影响未来宇宙的。“斯皮策”通常可以观测到红移为6的星系，这意味着这些光是在大爆炸之后9亿年离开星系的。这一时期正好和再电离重合。

和哈勃空间望远镜以及地面大型天文台一起，“斯皮策”正在不断向前回溯着宇宙的过去。它已经观测到了红移可能高达7.6的星系，换句话说这些光是在大爆炸之后7亿年发出的。这些星系中的恒星可能早在大爆炸之后5亿年就形成了。

但是要再电离宇宙还存在一个所需能量的短缺问题。观测到的高红移星系数量不足以产生电离早期宇宙中所有中性氢所需的辐射，少了大约1/3。

一个可能的解释是，除了观测到的明亮大质量星系以外还存在着数量更多的小质量星系。尽管小质量星系所能产生的辐射远不如大质量星系，但是因为它们数量众多，因此综合起来还是可以产生再电离宇宙所需的能量。不过即使它们存在的话，也由于太暗弱而无法被观测到。

“斯皮策”升温的未来

不久得益于红外天文学的帮助，我们就将会看到更遥远的宇宙。“斯皮策”的后继者NASA的詹姆斯·韦布空间望远镜计划于2013年发射。它的接收面积是“斯皮策”的50倍，可以看到比“斯皮策”所能看到的更早期的宇宙。

[图片说明]：三叶星云（M20）在可见光波段（左）和“斯皮策”可见的红外波段（中）下显现出了迥异的形状，揭示出了不同的特征和物理过程。在可见光照片中暗色的尘埃带非常醒目，而在红外波段下“斯皮策”可以穿透尘埃看见星云中新生的恒星。“斯皮策”所拍摄的这张照片由它的红外阵列照相机（右上）和多波段成像光度计（右下）所拍摄的影像合成而来。版权：NASA/JPL-Caltech/J. Rho (SSC/Caltech)。

但是也不要忘了“斯皮策”。即使在它的液氦耗尽之后，由于太空中的低温它还能在两个红外波段上进行观测，而且不丧失任何灵敏度。在这些波段上，“斯皮策”还能观测太阳系外行星、研究银河系和我们的外太阳系以及遥远的星系。

在这一情况下“斯皮策”至少还能工作2年。从“斯皮策”开始投入观测算起，对它探测、发现、分析以及认识的过程将持续到下一个十年。如果说“斯皮策”是为下一次红外天文飞跃所做的热身运动的话，那么整台大戏才刚刚开始。

（本文已刊载于《太空探索》杂志2009年第11期）

[Astronomy 2009年03月]
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正如27年前，一个巨大的不明天体正在使得御夫ε这颗超巨星变暗。新技术以及你的参与兴许很快就能解开其中的奥秘。

眼下天空中有一场光影魔术正在进行。明亮的恒星御夫ε从今年夏天开始会变暗。一点一点，它的亮度会降低几乎1个星等，比原先暗上2.5倍。然后它会在御夫座中一直保持这个亮度大约一年直到再一次慢慢变亮。

天文学家们强烈怀疑这一变暗是某种食的现象，即有一个绕御夫ε运动的天体会周期性的出现在它前方进而遮挡住它部分的光线。从1821年起，天文学家已经观测到它的亮度变暗了7次，每次的间隔大约是27年。可是尽管这些食事件已经是可预报的了，但是其内在的原因仍然是现代天文学中最古老的谜题之一。

[图片说明]：御夫ε是御夫座中最明亮的恒星之一。它的亮度每大约27年就会变暗一次。版权：Bill and Sally Fletcher。

遮挡御夫ε的天体的物理性质至今不明。为了能造成如此长时间的掩食效应，这一天体必须要难以置信的巨大——如果把它放到我们太阳系的中心，那么它的表面几乎可以延伸到天王星的轨道。

更错综复杂的是，这个神秘的天体并没有整个地挡住御夫ε。在整个掩食的过程中，御夫ε有部分的光亮依然可见，这就好像御夫ε仅仅被部分地遮挡了。

随着每次新的食的出现，新一代的天文学家都会为此吸引，伴随与此的是一大批新的仪器投入对御夫ε的观测。然而，每一次新获得的知识却都使它变得更加扑朔迷离。难怪有人在1962年时写道，“御夫ε食的历史在许多方面其实就是天体物理学的历史。”

现在历史也许要准备步入下一个篇章了。现代望远镜技术应该可以为我们带来有史以来最锐利、细节最丰富的御夫ε图像。综合由天文爱好者观测搜集的亮度变化资料，这一次御夫ε也许最终会揭开这一天文学中持续最长的神秘表演的谜底。

早期观测

御夫ε是一颗在中等天空黑暗条件下肉眼可见的白色超巨星。1821年，德国牧师、天文爱好者约翰·福里茨（Johann Fritsch）注意到御夫ε的亮度下降了1等并维持了1年，随后它的亮度又回升到了先前的水平。当御夫ε在1848年以及1876年再一次变暗的时候 ，天文学家意识到在他们眼皮底下正有一些不寻常的事情在发生。

这一变暗的现象大致以27年为间隔。对于现在的天文学家来说，这意味着它可能是一个食双星系统，即两颗互相绕转的恒星中有一个颗会周期性的从另一颗前方经过并且部分或者全部遮挡另一颗恒星的光芒。对于一个遥远的观测者而言，这样一个食双星系统看上去就像是一颗恒星，它在两次食之间的亮度是稳定不变的。

然而，19世纪的天文学家却把御夫ε归为了“不规则变星”——一颗会改变亮度的恒星。那是因为双星理论在那个时候还没有得到发展。当时天文学家们更熟悉变星，因此倾向于选择他们熟悉的现象来做为解释。

[图片说明]：御夫ε的想象画。版权：Brian Thieme/www.citizensky.org。

1903年，御夫ε精确地按时第4次变暗。天文学家们对此进行了仔细地观测，发现它会先经历6个月的亮度缓慢下降，然后在最低亮度上维持近1年，随后再花6个月时间亮度缓缓回升到原来的水平。这时天文学家终于意识到这并不是一颗不规则变星，而是一个奇怪而又无法解释的食双星。

1903年食的长度——迄今为止最长——也让天文学家犯了难。根据估计御夫ε的距离大约为2,000光年，只有一个极其巨大的天体才能产生一次持续2年的食。天文学家估计它的半径是太阳的3,000倍，这使得它一举成为了当时天文学家所知的最大的恒星型天体。

1903年的食也是首次有光谱观测参与的一次。对御夫ε的分光观测又带来了这颗不可见天体新的神秘。在整个食的过程中，御夫ε的光谱没有发生变化。这个天体所做事情就是在所有的波段上降低御夫ε的亮度，就像太阳眼镜使得白天变暗一样。

此外，这颗食伴星自己也没有产生任何可观测的光谱信号，因此它完完全全是不发光的。随后1928-1930年和1955-1957年的观测除了证实先前的观测结果之外一无所获，这进一步加深了它的神秘感。

太空面包圈

天文学家对此大为不解。御夫ε中这颗食伴星到底是什么呢？到20世纪中，为此提出了多种解释，尽管五花八门但却都不让人满意。

1924年德国天文学家汉斯·鲁登道夫（Hans Ludendorff）提出是围绕御夫ε的一大群流星体造成了食。1937年叶凯士天文台的杰拉德·柯伊伯（Gerard Kuiper）、奥特·斯特鲁夫（Otto Struve）和本格特·斯特龙根（Bengt Strömgren）这三位天文学家更进一步，他们推测这颗食伴星由于只在红外波段发出辐射，因此在可见光波段不可见。这一辐射会在御夫ε周围形成一个太阳系大小的巨大带电粒子云——电离层。这个电离层就像是一块滤光片会在食的过程中阻挡来自超巨星的可见光通过。

[图片说明]：比较流行的御夫ε模型。一个不发光的盘会周期性的部分遮挡御夫ε。版权：Nico Camargo/www.citizensky.org。

1955年，斯特鲁夫提出，御夫ε这颗食双星还被一团气体云所包围。这团气体云非常厚足以遮挡我们的视线，同时也可以部分遮挡这一双星系统中超巨星。

来自1955-1957年和1982-1984年的观测数据帮助天文学家大大完善了这一理论，但同时也带来了更大的麻烦。例如，对1982-1984年食的一些观测显示，这个不发光的食伴星是盘状的，它会从明亮的恒星前方沿径向扫过它。此外，在食中的时候，御夫ε亮度事实上会上升大约0.2等。这不仅说明这个盘是半透明的，还说明这个盘的中央是空的——就像一个面包圈。

一个流行的模型认为，这个不发光的天体是一个围绕着另一个暗弱天体的巨大气体、尘埃盘。在这个模型中，可见恒星的质量大约为15个太阳质量，而暗弱恒星及其周围盘的总质量则为13.7个太阳质量。

[图片说明]：御夫ε1982-1984年的食是迄今观测得最精细的一个。在这张光变曲线的图中，可以看到御夫ε在食中的微微增亮。版权：Roen Kelly/Jeffery L. Hopkins/Astronomy。

从地球看，这个盘几乎是侧向对着我们的。它的直径大约为27亿千米，差不多和天王星的轨道相当。由于它有可能是一个原行星盘——形成中的太阳系，因此这一理论格外吸引人。

随着对御夫ε观测的不断深入，对它行为的解释也变得越来越复杂。在1955-1957年的食期间，食前后的变暗和增亮阶段只持续了4个月多一点——比先前的观测结果要短。

同时，御夫ε最低亮度所持续的时间也比以往要长——达到了约13个月。在随后1982-1984年的食中，这一趋势变得更为明显：最低亮度所持续的时间达到了15个月，而最后的增亮则只用了2个月。这些发现说明，这一系统正在发生改变。

[图片说明]：2005-2006年御夫ε亮度在大约0.1等的范围内波动。版权：Roen Kelly/Jeffery L. Hopkins/Astronomy。

1985年目前在美国劳伦斯利弗莫尔国家实验室的彼得·埃格尔顿（Peter Eggleton）和英国剑桥大学天文研究所的詹姆斯·普林格尔（James Pringle）为此提出了一个新解释。首先，他们削减了这一系统的总质量。在他们的模型中可见恒星的质量降到了1.5-2.5个太阳质量。遮挡该恒星的盘的质量则大约为5个太阳质量，盘的中央则是两颗非常靠近且相互绕转的恒星。

埃格尔顿和普林格尔提出，这颗可见的恒星正在从红巨星向白矮星演化。在接下去的1万年里，它将完成这一转变，而在这个过程中它所抛射出的气体壳层则会形成行星状星云。当这些改变发生的时候，这颗恒星就会收缩，这反过来也会影响其周围气体云的形状和大小。由此可以解释最低亮度所持续的时间以及变暗、增亮阶段长度的变化。

事实上，一些观测支持了埃格尔顿和普林格尔的理论。1977年10月，来自日本东京大学和京都大学的天文学家观测到了可见恒星大气视向速度的突然变化，就好像这颗恒星的外部壳层突然发生了坍缩一样。1982-1984年食期间的分光观测数据也预示该系统的质量和埃格尔顿以及普林格尔所提出理论的下限相符。

[图片说明]：在较为流行的一个模型中，气体、尘埃盘和可见恒星之间相对位置的变化造成了其明暗的起伏。版权：Roen Kelly/Astronomy。

而另一方面，盘所发生的未知变化也能解释这些持续时间所发生的变化。很显然这些变化的时标只有几十年，而非上百甚至上百万年。这意味着目前正在进行的这次食可能并不会遵从先前的模式，也许会给天文学家带来一些新的惊喜。

新的工具

从另一方面来讲，现在的这次食又是和以往所有的非常类似的。天文学家将会使用新一代更有力的观测手段来探测它。这其中自然包括了一系列的空间望远镜，例如哈勃空间望远镜、斯皮策空间望远镜和钱德拉X射线天文台。它们都会不断地监测御夫ε。

然而，对于新的观测而言，其中最有吸引力的当属干涉仪。干涉仪会综合来自多台地面望远镜的光来增强分辨细节的能力。这些干涉仪之一就是美国佐治亚州立大学高角分辨率天文学中心（CHARA）在威尔逊山上的一个由6台1米望远镜所组成的阵列。

[图片说明]：美国佐治亚州立大学高角分辨率天文学中心（CHARA）在威尔逊山上建立了一个由6台1米望远镜所组成的阵列。这是其中的一台1米望远镜。版权：CHARA/Georgia State University。

工作在红外波段的CHARA阵列可以达到相当于口径250米的单架望远镜所具有的分辨率。有了这样的分辨率下，你可以阅读一张距离你160千米远的报纸。

由于有多种方式可以组合来自CHARA望远镜阵列的光线，为此天文学家也研发出了许多其他的仪器。例如，美国密歇根大学的天文学家就使用他们的密歇根红外组合器（MIRC）综合了来自CHARA阵列中4台望远镜的光线生成了这一阵列的第一幅图像。

CHARA的惊人成就包括了对数颗恒星的表面以及双星系统的成像观测，这其中包括了高速自转形变的天钩五（仙王α）、牛郎星（天鹰α）以及具有物质交换的密近双星天琴β。这其中天琴β的图像尤为夺目，因为它不仅显示了两颗恒星之间的相互绕转，还显示了气体在它们之间的流动。

[图片说明]：CHARA阵列所观测的天琴β。版权：Roen Kelly/Astronomy/CHARA/。

使用MIRC，CHARA的分辨率应该可以在这次食的过程中对遮挡御夫ε的物质盘进行成像观测。如果不可见的天体有一个锐利的边缘并且由此可以被成像，那么在整个食的观测中CHARA就会对它们进行连续地观测。

你的参与

即使有了采用最新技术来攻关这一问题的专业天文学家，天文爱好者依然可以在这里起到重要的作用。例如，从上一次1982-1984年的食以来，退休的工程师杰夫里·霍普金斯（Jeffrey Hopkins）就在他位于美国亚利桑那州的私人天文台中监测这颗恒星。他把它作为一种爱好，并且做到了专业级的水准。

天文学家希望能有更多的天文爱好者参与进来，监测御夫ε每天的亮度，跟踪它在食前、食中、食后的亮度变化。对于霍普金斯一个人来说，天气以及个人因素很可能会使得他很难完成对整个光变曲线的观测。但是如果还有世界各地其他人的加入，就可以相互补充。当然，由于御夫ε本身的位置因素，其对于南方低纬度地区的观测者而言观测可能会有一定的困难。

做为美国2009国际天文年活动的一部分，美国变星观测者协会组织了旨在监测御夫ε亮度变化的“公众的天空”活动。天文爱好者可以使用望远镜通过目视或者使用电子探测器来测量御夫ε的亮度。这些观测将成为天文学家用来研究御夫ε的科学数据的一部分。全世界的天文爱好者可以通过“公众的天空”网站了解这一计划的最新动态、学习观测的方法和技巧、提交自己的数据等，网址：http://www.citizensky.org/。

到2011年这次食结束的时候，很多空白将有希望被填补，天文学家将有可能最终解开这一天文学中持续时间最长的神秘秀的谜底。如若不然，这一切将会再一次成为契子，到2046年左右御夫ε又将会上演新的篇章。

[Astronomy 2009年10月]

（本文已经刊载于《天文爱好者》杂志2009年第11期）

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