英文名稱 中文名稱 詞義解釋
Big Bang nucleosynthesis大爆炸核合成見核合成。
Big Crunch大崩塌大爆炸的對立面。如果宇宙含有足以使時空封閉的質(zhì)量，引力就將在某一天使現(xiàn)今的膨脹停止，然后引起坍縮，并在時間終點進入一個奇點，即大崩塌。見奧米伽點。
binary pulsar脈沖雙星兩顆中子星，其中一顆是脈沖星，沿軌道相互繞對方運動而成的雙星系統(tǒng)，叫作脈沖雙星。這個名詞也用來代表繞任一其他恒星，比如白矮星，運動的脈沖星?，F(xiàn)在已知的脈沖雙星超過20個。但天文學家將名詞“該脈沖雙星”保留給第一個被發(fā)現(xiàn)的脈沖雙星，根據(jù)它在天體表中編號又稱為PSR 1913+16。這個脈沖雙星提供了對愛因斯坦廣義相對論迄今最精確的檢驗。 脈沖雙星PSR 1913+16是1974年由馬薩諸塞大學的羅素·胡爾斯（Russell Hulse）和約瑟夫·泰勒（Joseph Taylor）使用放在波多黎各的阿雷西博射電望遠鏡發(fā)現(xiàn)的。胡爾斯當時是研究生，主持一項用該望遠鏡搜索脈沖星計劃的日常工作。他的導師泰勒則是這一計劃的總負責人，1974年夏天定期從馬薩諸塞的阿默斯特飛往阿雷西博。他們在那個夏天做出的發(fā)現(xiàn)異常重要，并于1993年雙雙因脈沖雙星研究而獲諾貝爾獎。 8月2日，儀器記錄到一個很微弱的信號，是該脈沖雙星存在的第一個跡象。如果信號再微弱哪怕4％，它就低于計算機搜索程序的內(nèi)置截止電平，而不會記錄下來。這個源特別有趣，因為它的周期非常短，僅0.059秒，是當時已知第二位最快的脈沖星。但一直要等到8月25日，胡爾斯才得以用阿雷西博望遠鏡更詳細地觀測這個天體。 8月25日后，胡爾斯連續(xù)幾天對該脈沖星做了一系列觀測，發(fā)現(xiàn)它的變化很特別。大多數(shù)脈沖星都是超級精確時鐘，打拍子的周期精確到小數(shù)點后6或7位；而這一個的周期似乎飄忽不定，逐日變化量多達30微秒（對脈沖星來說是極大的“誤差”）。到1974年9月初，胡爾斯明白了，這些變化本身也是周期性的，并可用脈沖星在嚴格軌道上繞一顆伴星運動引起的多普勒效應來解釋。 泰勒飛到阿雷西博參與這項研究，他同胡爾斯一起求出脈沖星繞其伴星運動的軌道周期（脈沖星的“一年”）是7小時45分鐘，脈沖星運動的最高速率（根據(jù)多普勒效應）300公里每秒，是光速的千分之一，而繞伴星飛馳的平均速率約為200公里每秒。以這一令人驚訝的速率在不到8小時內(nèi)走完的軌道長度大約是600萬公里，大致是太陽的周長。換言之，脈沖星和伴星之間的平均距離大約等于太陽的半徑，所以整個雙星系統(tǒng)剛剛可以放在太陽的內(nèi)部。 所有脈沖星都是中子星；對這個天體來說，其軌道參數(shù)表明伴星也一定是個中子星。廣義相對論的關鍵檢驗之一是水星的近日點進動，就是愛因斯坦理論而不是艾薩克·牛頓引力理論預言的軌道位移。這兩位研究家計算出，脈沖雙星 PSR 1913+16的這一效應（“近星點”位移）比水星的強100倍左右。而且，水星每年繞太陽僅僅運行四次，而這顆脈沖星繞伴星每年可運行1 000次，它提供研究這個效應的機會多得多。測量及時完成，結(jié)果證明該脈沖雙星的近星點進動準確地與愛因斯坦理論預言一致——這是利用太陽系外天體對廣義相對論的首次直接檢驗。將近星點位移的測量結(jié)果與雙星系統(tǒng)的軌道數(shù)據(jù)結(jié)合，終于以空前的高精度定出系統(tǒng)中兩顆星的質(zhì)量為太陽質(zhì)量的2.8275倍。 但這還只是利用這顆脈沖雙星作為檢驗和應用愛因斯坦理論的實驗室的開始。持續(xù)幾個月的進一步觀測表明，只要扣除了軌道運動引起的變化，該脈沖星作為時鐘的精度極高。它那0.05903秒的周期在一年之內(nèi)僅僅增加1／4毫微秒（十億分之一秒的四分之一）——相當于一百萬年僅僅慢4％的鐘。 隨著觀測數(shù)量的增加，有關數(shù)字也愈益精確：周期0.059029995271秒；增長速率0.253毫微秒每年；軌道周期27906.98163秒；近星點變化速率4.2263度每年。因為脈沖星的周期實際上在變化，上述高度精確的數(shù)字是對一個特定日期，或“歷元”而言的，這個歷元就是1974年9月1日。 高的觀測精度很快就使相對論的更多檢驗和應用成為可能。其中一個檢驗涉及狹義相對論預言的時間膨脹。由于脈沖星繞伴星運動的速率達到光速的相當大部分，觀測表明脈沖星的“鐘”在變慢，變慢的程度與它的速率有關。由于沿軌道運行時速率在變（從最高速率300公里每秒到“僅僅”75公里每秒），這將表現(xiàn)為脈沖星周期在每個軌道周期中的規(guī)則變化。又由于脈沖星繞伴星運動的軌道是橢圓，它離第二顆中子星的距離在變。這表示它從引力場較強的區(qū)域運動到引力場較弱的區(qū)域，它的守時裝置就應該受到規(guī)則變化的引力場的影響。 這兩個效應結(jié)合使脈沖星周期在一個軌道周期內(nèi)的最大變化為58毫微秒。這個變化量可引入軌道計算以決定兩顆星的質(zhì)量比。由于近星點位移表明兩星總質(zhì)量為2.8275個太陽質(zhì)量，這個數(shù)值與兩星質(zhì)量比一起，給出脈沖星本身的質(zhì)量為太陽質(zhì)量的1.42倍，其伴星的質(zhì)量是太陽質(zhì)量的1.4倍。這是中子星質(zhì)量的第一次精確測量。 但是，研究PSR 1913+16的最大勝利還在后頭。在宣布發(fā)現(xiàn)這顆脈沖星后，幾乎立刻就有幾位相對論專家指出，理論上該脈沖雙星應該因引力輻射而損失能量，在時空中產(chǎn)生漣漪。能量的損失將使脈沖星及其伴星彼此盤旋接近，從而導致軌道運動加快。 即使在脈沖雙星這樣極端的情況下，這個效應也是非常小的。它將引起軌道周期（約27 000秒）每年僅減少一千萬分之幾秒（約0.0000003秒）。理論倒是直截了當，卻要求觀測必須達到空前的精度。1978年12月，也就是工作了4年之后，泰勒宣布測出了這一效應，而且它與愛因斯坦理論的預言完全相符。理論的準確預言是，軌道周期應該每年減少百萬分之75秒；到1983年，即該脈沖雙星發(fā)現(xiàn)9年后，泰勒及其同事測量這一變化的精度達到了每年百萬分之二秒，公布的觀測值為每年百萬分之76±2秒。此后，觀測進一步得到改進，與愛因斯坦理論達到高度一致，誤差小于1％。這是迄今對廣義相對論最轟動、最全面的檢驗，它實際上排除了任何其他理論作為宇宙行為可靠描述的可能性。檢驗的精度如此之高，與理論的一致如此之佳，使得廣義相對論和量子電動力學被并列為整個科學中基礎最穩(wěn)固的兩門學科。 原則上，脈沖雙星PSR 1913+16以及其他類似系統(tǒng)，提供了比任何人造鐘，包括最準確的原子鐘，更加精確的時間測量手段。如果我們測量單個脈沖雙星的變化時只有原子鐘，我們將永遠無法證明這一切。但如果將至少三個脈沖雙星的信號與原子鐘的信號以及相互之間進行比較，就應該有可能創(chuàng)立一種利用（經(jīng)過相互校準的）脈沖星守時的辦法，來改進原子鐘的守時。就像現(xiàn)在用銫原子行為而不用地球自轉(zhuǎn)定義秒的長度一樣，將來某一天用脈沖雙星來定義秒的長度并非不可能。
binary stars雙星兩顆彼此有物理聯(lián)系并在共同引力作用下相互環(huán)繞作軌道運行的恒星組成的雙星系統(tǒng)。雙星系統(tǒng)的兩顆恒星通常遵守開普勒定律、沿著圍繞系統(tǒng)質(zhì)心的橢圓軌道運動。大多數(shù)恒星是在雙星或更復雜的聚星系統(tǒng)中。 雙星在天體物理研究中極為重要，因為對它們軌道的分析提供了直接測定恒星質(zhì)量的惟一方法。第一個雙星是1650年由耶穌會天文學家約安尼斯·里肖利（Joannes Riccioli，1598-1671）證認的，他用一臺望遠鏡發(fā)現(xiàn)大熊座ζ實際上是兩顆星。但直到1767年才由約翰·米切爾（John Michell）指出，這兩顆在天空挨得很近的星確實在空間有物理上的聯(lián)系，而不是距離相差很遠的兩顆星偶然在視線方向并列?！ ∮行╇p星中只能看見一顆星，但從可見星的運動情況可以推知伴星的存在。密近雙星系統(tǒng)的兩顆子星不能分解，但波譜學研究能顯示兩子星相互繞轉(zhuǎn)時引起的星光變化。密近雙星兩子星常常在潮汐力作用下變形。如果潮汐力從一顆子星拉出物質(zhì)并輸送到另一子星上，就稱它是半接雙星；如果兩子星相互接觸，就是相接雙星。如果半接雙星的伴星是一顆致密的中子星或黑洞，從較大子星來的物質(zhì)降落到伴星上時釋放出的能量可以產(chǎn)生大量X射線或其他高能輻射。見共生星。
binary system雙星系統(tǒng)見雙星。
Birr Castle比爾城堡羅斯伯爵1845年建造的72英寸（183厘米）反射望遠鏡所在地，位于愛爾蘭中部。這臺望遠鏡多年間曾是世界上威力最大的，羅斯曾用它揭示許多星云的旋渦結(jié)構(gòu)。
black body radiation黑體輻射能吸收全部入射電磁輻射的物體是理想黑體。黑體輻射就是這樣一個假想物體被加熱時應該產(chǎn)生的輻射。 地球上最接近真正黑體的等價物，是帶一個小孔的大容器，并使輻射通過小孔照射容器內(nèi)部。當容器壁被加熱時，從小孔出來的輻射就是黑體輻射。 黑體輻射的性質(zhì)決定于黑體的溫度，溫度較高時，較高頻率輻射所含的能量也較多。這就是為什么溫的鐵塊發(fā)射看不見的紅外輻射，稍熱的鐵塊發(fā)紅光，更熱的鐵塊發(fā)白光，等等。 雖然黑體是一個理想化的概念，但很多天體的輻射能夠近似地用等價黑體輻射來描述。例如，太陽輻射相當像溫度為6 000K左右的黑體輻射。最大的黑體是宇宙本身，它充滿了大爆炸遺留下來的理想黑體輻射，現(xiàn)在已經(jīng)冷卻到2.7K的溫度，可在微波射電頻段探測到。見背景輻射。
black dwarf黑矮星不再輻射任何光的冷的死亡了的恒星。見白矮星。
black hole黑洞一團物質(zhì)，如果其引力場強大到足以使時空完全彎曲而圍繞它自身，因而任何東西，甚至光，都無法逃逸，就叫做黑洞。不太多的物質(zhì)被壓縮到極高密度（例如將地球壓縮到一粒豌豆大?。?，或者，極大的一團較低密度物質(zhì)（例如幾百萬倍于太陽的質(zhì)量分布在直徑與太陽系直徑一樣的球中，大致具有水的密度），都能出現(xiàn)這種情形。 第一位提出可能存在引力強大到光線不能逃離的“黑星”的人是皇家學會特別會員約翰·米切爾，他于1783年向皇家學會陳述了這一見解。米切爾的計算依據(jù)是牛頓引力理論和光的微粒理論，前者是當時最好的引力理論，后者則把光設想為有如小型炮彈的微小粒子（現(xiàn)在叫做光子）流。米切爾假定，這些光粒子應該像任何其他物體一樣受到引力的影響。由于奧利·羅默（Ole R□mer）早在100多年前就精確測定了光速，所以米切爾得以計算一個具有太陽密度的天體必須多大，才能使逃逸速度大于光速?！ ∪绻@樣的天體存在，光就不能逃離它們，所以它們應該是黑的。太陽表面的逃逸速度只有光速的0.2％，但如果設想一系列越來越大但密度與太陽相同的天體，則逃逸速度迅速增高。米切爾指出，直徑為太陽直徑500倍的這樣一個天體（與太陽系的大小相近），其逃逸速度應該超過光速。 皮埃爾·拉普拉斯（PierreLaplace）獨立得出并于1796年發(fā)表了同樣的結(jié)論。米切爾在一次特具先見之明的評論中指出，雖然這樣的天體是看不見的，但“如果碰巧任何其他發(fā)光天體圍繞它們運行，我們也許仍有可能根據(jù)這些繞行天體的運動情況推斷中央天體的存在”。換言之，米切爾認為，如果黑洞存在于雙星中，那將最容易被發(fā)現(xiàn)。但這一有關黑星的見解在19世紀被遺忘了，直到天文學家認識到黑洞可經(jīng)由另一途徑產(chǎn)生，在研討阿爾伯特·愛因斯坦的廣義相對論時才重新提起。 第一次世界大戰(zhàn)時在東部戰(zhàn)線服役的天文學家卡爾·史瓦西（Karl Schwarzschild）是最先對愛因斯坦理論結(jié)論進行分析的人之一。廣義相對論將引力解釋為時空在物質(zhì)近旁彎曲的結(jié)果。史瓦西計算了球形物體周圍時空幾何特性的嚴格數(shù)學模型，將他的計算寄給愛因斯坦，后者于1916年初把它們提交給普魯士科學院。這些計算表明，對“任何”質(zhì)量都存在一個臨界半徑，現(xiàn)在稱為史瓦西半徑，它對應時空一種極端的變形，使得如果質(zhì)量被擠壓到臨界半徑以內(nèi)，空間將彎曲到圍繞該物體并將它與宇宙其余部分隔斷開來。它實際上成為了一個自行其是的獨立的宇宙，任何東西（光也在內(nèi)）都無法逃離它。 對于太陽，史瓦西半徑是2.9公里；對于地球，它等于0.88厘米。這并不意味太陽或地球中心有一個大小合適現(xiàn)在稱為黑洞（這個名詞是1967年才首次由約翰·惠勒用于這一含義）的東西存在。在離天體中心的這一距離上，時空沒有任何反常。史瓦西計算表明的是，如果太陽被擠壓進半徑2.9公里的球內(nèi)，或者，如果地球被擠壓進半徑僅0.88厘米的球內(nèi)，它們就將永遠在一個黑洞內(nèi)而與外部宇宙隔離。物質(zhì)仍然可以掉進這樣一個黑洞，但沒有東西能夠逃出來。 這些結(jié)論被看成純粹數(shù)學珍藏品達數(shù)十年之久，因為沒有人認為真正的、實在的物體能夠坍縮到形成黑洞所要求的極端密度。1920年代開始了解了白矮星，但即使白矮星也擁有與太陽大致相同的質(zhì)量而大小卻與地球差不多，其半徑遠遠大于3公里。人們也未能及時領悟到，如果有大量的一般密度物質(zhì)，也可以造出一個本質(zhì)上與米切爾和拉普拉斯所想像的相同的黑洞。與任意質(zhì)量M對應的史瓦西半徑由公式2GM／c^2給出，其中G是引力常數(shù)，c是光速。 1930年代，薩布拉曼揚·錢德拉塞卡（Subrahmanyan Chandrasekhar）證明，即使一顆白矮星，也僅當其質(zhì)量小于1.4倍太陽質(zhì)量時才是穩(wěn)定的，任何死亡的星如果比這更重，必將進一步坍縮。有些研究家想到了這也許會導致形成中子星的可能性，中子星的典型半徑僅約白矮星的1／700，也就幾公里大小。但這個思想一直要等到1960年代中期發(fā)現(xiàn)脈沖星，證明中子星確實存在之后，才被廣泛接受。 這重新燃起了對黑洞理論的興趣，因為中子星差不多就要變成黑洞了。雖然很難想像將太陽壓縮到半徑2.9公里以內(nèi)，但現(xiàn)在已經(jīng)知道存在質(zhì)量與太陽相當、半徑小于10公里的中子星，從中子星到黑洞也就一步之遙了。 理論研究表明，一個黑洞的行為僅由其三個特性所規(guī)定——它的質(zhì)量、它的電荷和它的自轉(zhuǎn)（角動量）。無電荷、無自轉(zhuǎn)的黑洞用愛因斯坦方程式的史瓦西解描述：有電荷、無自轉(zhuǎn)的黑洞用賴斯納-諾德斯特羅姆解描述；無電荷、有自轉(zhuǎn)的黑洞用克爾解描述；有電荷、有自轉(zhuǎn)的黑洞用克爾-紐曼解描述。黑洞沒有其他特性，這已由“黑洞沒有毛發(fā)”這句名言所概括。現(xiàn)實的黑洞大概應該是自轉(zhuǎn)而無電荷，所以克爾解最令人感興趣。 現(xiàn)在都認為，黑洞和中子星都是在大質(zhì)量恒星發(fā)生超新星爆發(fā)時的臨死掙扎中產(chǎn)生的。計算表明，任何質(zhì)量大致小于3倍太陽質(zhì)量（奧本海默-弗爾科夫極限）的致密超新星遺跡可以形成穩(wěn)定的中子星，但任何質(zhì)量大于這一極限的致密超新星遺跡將坍縮為黑洞，其內(nèi)容物將被壓進黑洞中心的奇點，這正好是宇宙由之誕生的大爆炸奇點的鏡像反轉(zhuǎn)。如果這樣一個天體碰巧在繞一顆普通恒星的軌道上，它將剝奪伴星的物質(zhì)，形成一個由向黑洞匯集的熱物質(zhì)構(gòu)成的吸積盤。吸積盤中的溫度可以升至極高，以致它能輻射X射線，而使黑洞可被探測到?！ ?970年代初，米切爾的預言有了反響：在一個雙星系統(tǒng)中發(fā)現(xiàn)了這樣一種天體。一個叫做天鵝座 X-1的X射線源被證認為恒星 HDE 226868。這個系統(tǒng)的軌道動力學特性表明，該源的X射線來自圍繞可見星軌道上一個比地球小的天體，但源的質(zhì)量卻大于奧本海默-弗爾科夫極限。這只可能是一個黑洞。此后，用同一方法又證認了其他少數(shù)幾個黑洞。而1994年天鵝座V404這個系統(tǒng)成為迄今最佳黑洞“候選體”，這是一個質(zhì)量為太陽質(zhì)量70％的恒星圍繞大約12倍太陽質(zhì)量的X射線源運動的系統(tǒng)。但是，這些已被認可的黑洞證認大概不過是冰山之尖而已。 這種“恒星質(zhì)量”黑洞，正如米切爾領悟的，只有當它們在雙星系統(tǒng)中時才能被探測到。一個孤立的黑洞無愧于它的名稱——它是黑暗的、不可探測的（但請參閱引力透鏡）。然而，根據(jù)天體物理學理論，很多恒星應該以中子星或黑洞作為其生命的結(jié)束。觀測者在雙星系統(tǒng)中實際上探測到的合適黑洞候選者差不多與他們發(fā)現(xiàn)的脈沖雙星一樣多，這表示孤立的恒星質(zhì)量黑洞數(shù)目應該與孤立的脈沖星數(shù)目相同，這一推測得到了理論計算的支持。 我們銀河系中現(xiàn)在已知大約500個活動的脈沖星。但理論表明，一個脈沖星作為射電源的活動期是很短的，它很快衰竭成無法探測的寧靜狀態(tài)。所以，相應地我們周圍應該存在更多的“死”脈沖星（寧靜中子星）。我們的銀河系含有1 000億顆明亮的恒星，而且已經(jīng)存在了數(shù)十億年之久。最佳的估計是，我們銀河系今天含有4億個死脈沖星，而恒星質(zhì)量黑洞數(shù)量的甚至保守估計也達到這一數(shù)字的1／4——1億個。如果真有這么多黑洞，而黑洞又無規(guī)則地散布在銀河系中的話，則最近的一個黑洞也許離我們僅僅15光年。既然我們銀河系沒有什么獨特之處，那么宇宙中每個其他的星系也應該含有同樣多的黑洞。 星系也可能含有某種很像米切爾和拉普拉斯最初設想的“黑星”的天體。這樣的天體現(xiàn)在稱為“特大質(zhì)量黑洞”，被認為存在于活動星系和類星體的中心，它們提供的引力能可以解釋這些天體的巨大能量來源。一個大小如太陽系、質(zhì)量數(shù)百萬倍于太陽的黑洞，可以從周圍每年吞食掉一到兩顆恒星的物質(zhì)。在這個過程中，很大一部分恒星質(zhì)量將遵照愛因斯坦公式E=mc^2轉(zhuǎn)變成能量。寧靜的超大質(zhì)量黑洞可能存在于包括我們銀河系在內(nèi)的所有星系的中心?！ ?994年，利用哈勃空間望遠鏡，在離我們銀河系1 500萬秒差距的星系M87中，發(fā)現(xiàn)了一個大小約15萬秒差距的熱物質(zhì)盤，在繞該星系中心區(qū)運動，速率達到約2百萬公里每小時（約5×10^7厘米／秒，幾乎是光速的0.2％）。從 M87的中心“引擎”射出一條長度超過1千秒差距的熱氣體噴流。 M87中心吸積盤中的軌道速率決定性地證明，它是在一個擁有30億倍太陽質(zhì)量的超大質(zhì)量黑洞引力控制之下，噴流則可解釋為從吸積系統(tǒng)的一個極區(qū)涌出來的能量。 也是在1994年，牛津大學和基爾大學的天文學家，在稱為天鵝座V404的雙星系統(tǒng)中證認了一個恒星質(zhì)量黑洞。我們已經(jīng)指出，該系統(tǒng)的軌道參數(shù)使他們得以給黑洞準確“量體重”，得出黑洞質(zhì)量約為太陽的12倍，而圍繞它運動的普通恒星僅有太陽質(zhì)量的70％左右。這是迄今對“黑星”質(zhì)量的最精確測量，因而也是關于黑洞存在的最佳的、獨特的證明。 有人推測，大爆炸中可能已經(jīng)產(chǎn)生了大量的微黑洞或原始黑洞，它們提供了宇宙質(zhì)量的相當大部分。這種微黑洞的典型大小同一個原子相當，質(zhì)量大概是1億噸（10^11千克）。沒有證據(jù)表示這種天體確實存在，但也很難證明它們不存在。 另見時間旅行、蟲洞、霍金輻射。
black-widow pulsar黑寡婦脈沖星脈沖星發(fā)出的強大輻射束（像救火水龍對準一堆沙那樣）蠶食其伴星而使后者損失質(zhì)量的脈沖雙星。黑寡婦是一種交尾后就吃掉雄性的有毒雌性黑蜘蛛，喻脈沖星蠶食其伴星。
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