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本文与 第十四篇 的 第二十八节 及 第十六篇 合并发表于《中学生天地》2008 年 7、8 合刊 (浙江教育报刊社出版)。 |
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寻找太阳系的疆界 (十五) 在经历了追捕小行星的波折， 发现海王星的纷争， 搜寻火神星的未果， 及预言冥王星的虚无之后， 在太阳系边缘搜索新天体的苦力活早已失去了往日的魅力。 行星这个曾经神圣的概念渐渐变成了如美国物理学家费曼 (Richard Feynman) 在其著名的《费曼物理学讲义》中所说的 “那八个或十个遵循相同物理定律， 由同样的尘埃云凝聚而成的球体”。 在二十世纪天文学发展的迅猛浪潮中， 行星天文这个最古老的分支甚至一度整体性地沦落为了二流学科， 以至于二十世纪六十年代， 当美国国家航空航天局 (NASA) 为行星探测计划寻找咨询时， 为天文学家们在这一分支上的知识贫乏而感到惊讶。 后来， 随着六七十年代美国与前苏联一系列无人探测器计划的成功实施， 行星天文学虽然重新成为了焦点领域， 但与此同时， 行星天文学家们的目光却也被吸引到了行星地貌、 行星物理、 行星化学等新兴方向上， 对搜索新天体的兴趣依然低迷。
不过， 当有关海外天体的猜测变得越来越言辞凿凿时， 外太阳系的奥秘终于还是再次引起了一小部分天文学家的关注。 这其中麻省理工学院的一位天文学家决定化关注为行动， 展开对海外天体的观测搜索。 这位天文学家名叫朱惠特 (David Jewitt)， 来自英国。 朱惠特七岁那年曾有幸目睹过一次流星雨， 年幼的他被天象的美丽与神奇所吸引。 二十世纪七十年代后期， 美国国家航空航天局发布的美轮美奂的行星及卫星图像再次打动了当时正在伦敦念本科的朱惠特。 他决定选择行星天文学作为自己的专业， 并前往美国念研究生。 1983 年， 朱惠特在美国加州理工大学获得了博士学位， 随后成为了麻省理工学院的助理教授。 在那里， 他遇到了学术上重要的合作伙伴卢简 (Jane Luu)[注一]。 卢简是一位出生于越南的女孩， 1975 年随父母逃难来到美国。 与朱惠特一样， 卢简也是被美国国家航空航天局的行星与卫星图像所吸引， 而选择了行星天文学作为自己的专业。 朱惠特在麻省理工学院的时候， 卢简正在那里念研究生。 1987 年的某一天， 当朱惠特和卢简在系里相遇时， 朱惠特提议卢简参与自己即将开始的搜索海外天体的工作。 这是自冥王星被发现之后将近半个世纪的时间里几乎无人从事的冷门观测。 卢简问朱惠特： “为什么要做这样的观测？” 朱惠特的回答是： “如果我们不做， 就没人做了” - 听起来颇有几分 “我不入地狱， 谁入地狱” 的悲壮。 卢简被这个简短的回答所打动， 一场历时五年的漫长搜索由此揭开了序幕。 朱惠特与卢简最初的观测地点是亚里桑那州的美国基特峰国家天文台 (Kitt Peak National Observatory) 及南美洲的塞罗托洛洛天文台[注二]， 他们最初采用的观测方法类似于汤博当年所用的方法， 即通过对间隔一段时间拍摄的同一天区的相片进行闪烁对比， 来寻找缓慢运动的天体。 当然， 半个世纪之后的朱惠特与卢简所拥有的设备已非汤博当年可比， 唯一不变的是任务本身的繁重、 枯燥， 以及用眼过度产生的疲惫。 经过了一段时间的搜索， 朱惠特与卢简一无所获， 他们辛苦寻获的运动天体无一例外地被证实为是已知天体、 胶片缺陷、 灰尘、 或宇宙线造成的影像。 幸运的是， 就在这时， 一项让整个光学观测领域脱胎换骨的新兴技术 - 电荷耦合器件 (Charge Coupled Device)， 简称 CCD - 进入了天文界。 CCD 是 1969 年美国贝尔实验室 (Bell Labs) 的两位科学家发明的一种可以取代传统胶片的感光器件。 CCD 的最大优点是具有极高的敏感度， 能对 70% 甚至更多的入射光作出反应， 而普通照相胶片的这一比例还不到 10%。 真是不比不知道， 一比吓一跳。 要知道朱惠特与卢简所寻找的是离太阳几十亿公里之外的小天体， 它们全靠被其表面所反射的太阳光才能被我们发现。 在那样遥远的距离上， 太阳的光芒只有一亿亿分之一能够照射到那些小天体上。 这部分光线有的被吸收， 有的被反射， 那些反射光必须再次穿越广袤的行星际空间， 其中只有一万亿分之一能够来到地球。 而在这 “亿里迢迢” 来到地球的反射光中， 恰好能进入望远镜的又只有其中的一百万亿分之一。 这是何等宝贵的东西？ 可这宝贵的 “星星之火” 却还要被该死的照相胶片忽略掉 90% 以上， 这真是 “生可忍， 熟不可忍” (韦小宝语)。 因此 CCD 的使用对于观测天文学来说堪称是一场革命。 不过 CCD 虽然在感光性能上遥遥领先于普通胶片， 一开始却也有一个很大的缺陷， 那就是像素很少。 朱惠特与卢简最初使用的 CCD 的有效像素仅为 242×276， 相当于如今一台普通数码相机像素数量的百分之一。 由此带来的后果是， 每张 CCD 相片涵盖的天区面积只有他们以前所用的普通光学相片的千分之一。 换句话说， 原先分析一组相片就能覆盖的天区， 如今却要分析一千组相片。 但幸运的是， CCD 所采用的独特的感光方式为计算机对比相片开启了方便之门， 从而大大减轻了对肉眼的依赖。 而更重要的是， 对于特别暗淡的天体， 普通胶片有可能因为敏感度不够而完全无法记录， 这时 CCD 的优势更是无与伦比。 因此， 当 CCD 进入天文观测领域后， 朱惠特与卢简便决定用它取代照相胶片。
这时候， 朱惠特与卢简的观测地点也发生了变化。 1988 年， 朱惠特接受了夏威夷大学天文研究所的一个职位。 不久， 卢简也来到了夏威夷， 两人利用夏威夷大学所属的茂纳基雅 (Mauna Kea) 天文台的一台口径 2.24 米的望远镜继续他们的搜寻工作。 茂纳基雅是夏威夷语， 它的含义是 “白山”， 那里常年积雪， 而茂纳基雅天文台的所在正是白山之巅， 海拔高达 4200 米 (比汤博所在的罗威尔天文台高了一倍)。 那里的空气稀薄而干燥， 氧气含量只有海平面的 60%， 常人在那里很容易出现高原反应， 大脑的思考及反应能力也会明显下降。 为减轻高原反应带来的危害， 天文学家们象登山者一样， 在海拔较低 (3000 米) 的地方建立了营地。 要去天文台的天文学家通常提前一晚就来到营地， 在那里过夜， 以便让身体提前适应高原环境， 然后在第二天晚饭之后驾驶越野车前往天文台。 在那里， 朱惠特与卢简夜复一夜地进行着观测。 当他们感到疲惫的时候， 有时朱惠特会放上一段重金属音乐， 有时则卢简会放上一段经典音乐， 控制室里响彻着时而激扬、 时而舒缓的乐曲。 这样的日子一晃就是四年， 其间卢简完成了自己的学业， 并获得了哈佛大学的博士后职位， 但她仍时常回到茂纳基雅天文台， 与朱惠特一起， 在那白山之巅的稀薄空气里继续着对海外天体的搜索。 尽管一次次的努力换来的只是一次次的失望， 但他们契而不舍地坚守着这份孤独的事业。 幸运的是， 在这四年中， CCD 的技术有了长足的发展， 分辨率逐步提高到了 2048×2048， 从而大大提高了搜索效率。 就在毅力、 耐力和技术这三架马车的共同牵引下， 朱惠特与卢简这场巅峰之战的胜利时刻终于来临。 1992 年 8 月 30 日， 在对比两张 CCD 相片时， 一个缓慢移动的小天体引起了朱惠特的注意。 一般来说， 距离太阳越远的天体运动得越慢， 从那个天体的移动速度来看， 它与太阳的距离似乎有 60 天文单位。 换句话说， 这似乎是一个海外天体。 当然， 仅凭两张相片的对比是不足以作出结论的， 于是他们对该天区进行了反复的拍摄与对比， 结果证实这一天体的确是在缓慢地运动着。 四年了， 他们在这仿佛伸手便可摘到星星的巅峰之上苦苦寻找， 运气却仿佛远在星辰之外。 没想到成功竟然就在今夜， 这一刻真让人猝不及防！ 朱惠特与卢简兴奋得象两个大孩子一样在观测室里又蹦又跳。 他们将这一消息通告了国际天文联合会 (International Astronomical Union) 所属的小天体中心 (Minor Planet Center)[注三]。 9 月 14 日， 小天体中心的天文学家马斯登 (Brian Marsden) 正式公布了这一发现， 并确定了该天体的临时编号： 1992QB1[注四]。 1992QB1 的轨道半长径约为 44 天文单位 (比朱惠特最初估计的要小， 但的确是在海王星轨道之外)， 直径约为 160 公里。 1992QB1 的发现是人类在寻找太阳系疆界的征途上取得的又一个重要进展。 不过在一开始， 有些天文学家对 1992QB1 是否真的是海外天体还心存疑虑。 比如小天体中心的马斯登， 他虽然亲自宣布了 1992QB1 被发现的消息， 但其本人却是怀疑者中的一员。 他认为 1992QB1 有可能只是一个轨道椭率很大的天体， 这样的天体虽然远日点距离很大， 但绝大多数时间其实都处在海王星轨道以内， 从而算不上是货真价实的海外天体。 马斯登甚至为自己的猜测与朱惠特打了 500 美元的赌。 这个赌局很快就有了结果。 1993 年 3 月 28 日， 朱惠特与卢简发现了第二个海外天体， 编号为 1993FW， 这一天体的轨道及大小都与 1992QB1 相似。 1993FW 的发现极大地动摇了马斯登的怀疑， 因为天文学家们在对这两个天体的轨道计算中犯下同样错误的可能性是很小的。 此后不久， 更多的海外天体被陆续发现， 从而越来越清楚地表明它们正是理论家们几十年前所猜测的那个海外小天体带的成员。 1994 年， 当海外天体的数量增加到六个 (其中四个是朱惠特与卢简发现的) 时， 马斯登终于 “投降”， 乖乖交出了 500 美元。
与当年发现小行星带的情形相类似， 随着观测技术的持续改进， 以及受第一轮发现吸引而对海外天体感兴趣的观测者的增多， 海外天体的发现不断提速， 在热闹的年份里一年就能发现一两百个 (当然， 它们的发现也因此而很难再登上新闻标题了)。 不过， 由于距离遥远， 加上体形苗条， 海外天体大都极其暗淡， 视星等通常在 20 以上， 不到冥王星被发现时的亮度的百分之一； 加上观测海外天体在各大天文台的任务排行榜上的地位较低， 因此被发现的海外天体因未能及时跟踪而重新丢失的比例也大得惊人， 有时竟达 40%。 寻找海外天体的努力， 仿佛是往小学数学题里那个开着排水口的水池里灌水， 一边找， 一边丢。 不过在象朱惠特与卢简那样执著的天文学家们的努力下， 得到确认的海外天体数量还是稳步增长着。 截至 2008 年 3 月， 被小行星中心纪录的海外天体数量已经超过了 1300， 它们的表面大都覆盖着由甲烷、 氨、 水等物质组成的万古寒冰。 随着数量的增加， 天文学家们对海外天体按其轨道特征进行了粗略的分类， 其中距太阳 30-55 天文单位的海外天体被称为柯伊伯带天体 (Kuiper belt object)， 它们构成了所谓的柯伊伯带。 我们在 第二十八节 中曾经提到， “柯伊伯带” 这一名称其实有点乌龙， 因为在曾经猜测过这一小天体带的天文学家中， 柯伊伯的观点偏偏是认为它们如今早已不复存在， 从而与观测结果完全不符的。 不过， 柯伊伯是一位对现代行星天文学有过重要影响， 甚至被一些人视为是现代行星天文之父的天文学家， 用他的名字命名一个天体带也不能算过分。 据估计， 柯伊伯带天体中直径在 100 公里以上的天体可能有几万个之多， 目前已被发现的还只是冰山之一角。 另一方面， 柯伊伯带天体相对于全部海外天体来说也同样只是冰山之一角。 在发现柯伊伯带的过程中， 人们也发现了一些离太阳更远的天体， 这些天体被称为离散盘天体 (scattered disc object)， 它们的轨道椭率通常很大， 轨道倾角的范围也比柯伊伯带天体宽得多， 它们的远日点比柯伊伯带天体离太阳远得多， 但近日点却往往延伸到柯伊伯带， 个别的甚至向内穿越海王星轨道。 一般认为， 离散盘天体最初也形成于柯伊伯带之中， 后来是因为受到外行星的引力干扰而被甩离了原先的轨道。 有鉴于此， 天文学家们有时将离散盘天体称为离散柯伊伯带天体 (scattered Kuiper belt object)[注五]。 人们早期发现的海外天体的直径大都在一两百公里左右， 但渐渐地， 一些更大的天体也被陆续发现了 (请读者想一想， 哪些因素有可能导致那些更大的海外天体反而较迟才被发现？)。 下表列出了其中的几个：
这些天体的大小都接近或超过了最大的小行星 - 谷神星 (谷神星的直径约为 960 公里)。 看来这遥远的玄冰世界还真是别有洞天。 不过， 这些天体与行星世界的小弟弟 - 直径约 2300 公里的冥王星 - 相比终究还是偏小。 但就连这一点也在 2005 年的新年伊始遭到了挑战。 2005 年 1 月 5 日， 美国加州理工大学的行星天文学家布朗 (Michael Brown) 在检查一年多前 (2003 年 10 月 21 日) 他与北双子天文台 (Gemini North Observatory) 的天文学家特鲁吉罗 (Chad Trujillo) 及耶鲁大学的天文学家拉比诺维茨 (David Rabinowitz) 拍摄的相片时， 发现了一个新的海外天体。 按照相片拍摄的时间， 这一天体的编号被确定为 2003UB313。 2003UB313 是一个轨道椭率很大的天体， 它被发现时正处于距太阳约 97.5 天文单位的远日点。 在这样遥远的距离上仍能被观测到， 可见其块头一定不小。 据布朗估计， 2003UB313 的直径起码比冥王星大 25%[注六]。 这一估计在行星天文学界引起了很大的震动。 因为自冥王星被发现以来， 这还是人们首次在太阳系中发现比冥王星更大， 同时又不是卫星的天体。 毫无疑问， 象 2003UB313 这样巨大的天体应该有一个专门的名称， 它曾被暂时命名为齐娜 (Xena)， 后来被正式定名为埃里斯 (Eris)， 这是希腊神话中的争吵女神， 在中文中， 这一天体被称为阋神星。 这位不太淑女的女神很好地预示了她即将带给天文学家的东西： 争吵 - 有关行星定义的争吵。 注释
二零零八年四月六日写于纽约 |
