| 英文名称 | 中文名称 | 词义解释 |
| spectroscopic binary | 分光双星 | 两颗子星相隔太近以致用望远镜也无法区分、但其轨道运动却能通过它们光谱中多普照勒效应的规则变化而推知的双星系统。 |
| spectroscopy | 光谱学 | 通过分解恒星或其他天体发出的光或其他辐射——它们的波谱——对天体本质进行的研究。波谱学传统上处理的是可见光，但已经扩展到了电磁辐射的其他波段，甚至宇宙线这类粒子的能量分布测量也包括在内。波谱学是天文学、尤其是天体物理学的无比重要的工具；没有波谱学，我们除了恒星和星系在天空上的方位外，将对宇宙一无所知。 波谱学做的第一件事，就是告诉我们恒星、星系等等是由什么东西构成的。它能做到这点是因为每种元素的原子在波谱中产生它独有的特征，叫做谱线。当原子以光的形态发射或吸收能量时，它们只在十分确定的波长进行，这些波长对应着围绕该原子核的电子排列的改变。为便于说明，我们设想某个特定能量状态的电子位于楼梯的一个梯级上。如果电子向下跳一极，进入较低能量状态，它便发射一个电磁辐射量子，其波长决定于梯级的高度。处于较低梯级上的电子也能向上跳到较高梯级，但只有在吸收一个恰到好处的能量子时才能完成这样的跳跃。发射在波谱中产生亮谱线，吸收则在波谱中被电子“偷窃”了背景光源能量的地方产生暗谱线。有些源也产生具有特定形状的连续波谱——最重要的两个实例是黑体辐射和同步加速辐射。黑体辐射实际上是依照量子规则加在一起的很多波长辐射结合而成，而同步加速辐射乃脱离了原子的电子在磁场中自由运动时所产生。 所有这些性质都已了解得极其透彻，并可用量子理论完美地加以说明。但要应用波谱学，却并不需要量子理论。你需要的全部只是实验室观察得到的知识，即每种原子只吸收和发射特定的一种或多种颜色（波长）的光。例如，当钠原子被加热或放电激发时，就在光谱橙色区的两个明确波长产生强烈辐射；这就是很多街灯发出的橙黄色光。同样，如果白光通过含钠的物质（也许是溶解在液体中），光谱中被钠吸收了能量的相应部位将出现暗线。 导致光谱学得以发展的关键性发现是德国物理学家约瑟夫·冯·夫琅和费在1814年做出的。他是用高放大率对经过棱镜的光所形成的虹的花样进行详细研究的第一人。他真正感兴趣的是棱镜玻璃材料的性质以及玻璃如何对光产生影响，然而他却惊奇地发现，一些白光（包括太阳光）的光谱中竟有很多暗线。太阳光谱中的少数暗线现在称为夫琅和费线，其实它们早在1802年就被英国医生兼物理学家威廉·沃拉斯顿（William Wollaston，1766-1828）注意到了，不过它们的重要性当时尚不为人所知，而夫琅和费对沃拉斯顿的发现也毫不知晓。夫琅和费很快就在太阳光谱中计数了574根谱线，其中很多也在金星和许多恒星光谱中找到了。 1859年，德国科学家古斯塔夫·基尔霍夫发表了夫琅和费线乃太阳大气中的不同元素对光的吸收所产生的解释。1850年代末，基尔霍夫与罗伯特·本生一道，进而表述了光谱学的基本原理。这位本生绝非巧合地就是本生灯的发明者（实际上，“本生灯”是本生的一位助手将迈克尔·法拉第发明的一种装置改造而成）。本生灯提供的清洁高温火焰，可加热各种不同物质直到燃烧，从而在各自的特定波长辐射出可供研究和分析的光。用这样的方法很快就发现了前所未知的元素。几年后，诺曼·洛基尔在分析太阳光谱时发现了“新”的元素氦，极其轰动地展示了光谱学对天文研究的价值。任一种给定的元素，其热样品产生的亮谱线的波长.与光线通过其冷样品产生的暗谱线的波长准确一致。 恒星和星系的光谱可用装到望远镜上的棱镜将光分解而获得——这也就是早年艾萨克·牛顿发现光可以分解为五彩斑斓的虹所用的方法。然后，光谱可用照相底片拍摄下来供详细研究。光谱中谱线的位置和强度也能用电子技术来测定，办法是把电子探测器直接装到望远镜上，或者用电子探测器抽取照相底片拍摄的信息。这样的光谱中，既可能有很多明亮谱线，它们对应恒星表面热区原子发射的光；也可能含有很多暗谱线，它们对应较冷区域中原子的吸收，而这些较冷区域可以是恒星自身更远离其表面的区域，也可以是太空中的气体尘埃云。将这些谱线同实验室的光谱进行比较，就能确切知道究竟是什么元素在吸收和发射，从而直接揭示被研究的天体中存在什么元素。每种元素产生的谱线排列图样就像指纹那样是独一无二的，因而能够提供明确无误的证认。 通过测量波谱中不同谱线的强度，天体物理学家可以计算出产生这些谱线的物质温度有多高（不单单是知道它由什么元素构成）；而通过测量谱线向波谱短波端或长波端的位移，他们就能利用多普勒效应计算出恒星朝向或背离我们的运动有多快。将这一方法应用到侧向星系，就能计算出星系的自转有多快，而宇宙学红移则告诉我们宇宙膨胀有多快。总之，单是光谱就能告诉我们，天体由何物构成，它有多热，它是如何运动的。 分子也能产生其独有的波谱特征，它们常常是在毫米波段；而高能天体的波谱特征则在X射线和γ射线波段。 |
| spectrum | 光谱 | 或波谱，射电天文中常译为“频谱”，光学天文中常译为“光谱”，以任何一种形式展示的电磁辐射强度与波长之间的关系。我们最熟悉的例子就是用棱镜获得的彩虹般的可见光谱或雨过天晴横跨长空的彩虹本身。白光是由很多波长混合而成，人眼所见颜色范围从（波长最长的）红色开始，经橙、黄、绿、蓝、靛，而终结于（波长最短的）紫色。光谱中每种颜色的亮度代表那种颜色的光在发光体的白光总亮度中贡献有多大。光谱的性质可以用照相底片和电子探测器精密地加以测定。 波谱从可见区两端向外延伸，就进入紫外及以远和红外及以远的各个波段。人眼感光范围以外不同波长处的辐射强度，可用各种各样的合适仪器（如射电望远镜）进行记录，并显示为一组数字或一幅图。在这两种显示中，有些地方出现能量高峰（对应波谱中的发射线），有些地方出现能量的突降（对应波谱中的吸收线）。为了方便，整个电磁波谱分成一些独立波段，就像可见光谱很自然地分为不同的颜色。全部波谱从（波长最长的）射电波开始，经微波、红外、可见光、紫外和X射线，而终结于（波长最短的）γ射线。 粒子物理学借用波谱中的“谱”这个词来描述具有不同能量的粒子数分布图样。声波也能用不同波长的波谱来分析各个波长对（比如一支乐队）总的声音的贡献。如果天文学家将来探测到引力辐射，他们也将用不同波长的波谱来进行分析。但是，如果“波谱”一词未加任何限定，它指的就是最典范的电磁辐射波谱，而且大概是可见光谱。 |
| spiral arms | 旋臂 | 旋涡星系中的自我维持恒星形成过程导致的明亮恒星勾勒出的图样。这种图样是罗斯伯爵在1845年最先注意到的。 |
| spiral galaxy | 旋涡星系 | 盘状星系（disk galaxy）的另一名称。并非所有旋涡星系都有明显的旋臂，尽管拥有旋臂的所有星系都是旋涡星系。 属于星系的一类，其中央核球（星系核）由冷恒星构成，周围是包含恒星、气体及尘埃的扁平物质盘。许多（决非全部）盘状星系的盘中恒星显示旋涡图样，但“盘状星系”一词常用来泛指所有旋涡星系，而不管是否有旋臂。核球和扁平盘的比例大致像一只嫩煎鸡蛋的蛋黄和蛋白；盘的厚度大约是直径的1/15。 盘状星系相差很大。一种极端情形是中央核球非常突出，周围是紧密缠绕的旋臂；另一极端情形是核球不明显，其整个可见部分几乎全由盘本身所构成，旋臂的缠绕也很松散。有些旋涡星系的旋臂从恒星组成的通过中心的棒两端向外卷绕；另一些的旋臂则直接从没有任何棒痕迹的星系中心向外卷绕。 多普勒效应表明，所有旋涡星系都是较差自转的，都含有丰富的作为新恒星诞生场所的气体和尘埃。恒星形成由通过盘体的密度波触发，由此启动了自我维持恒星形成的过程。 我们的银河系是一个典型的旋涡星系，而且我们知道它裹在一个由暗星和球状星团组成的球形晕中；其他旋涡星系也被认为拥有类似的晕，但因为太黯淡和太远而无法看见。盘和旋臂中的恒星都是星族Ⅰ的成员，核球和晕中的恒星则是较年老的星族Ⅱ成员。此外，旋涡星系的自转特性表明，它们全都被质量更大得多的暗物质晕所包围。 旋涡星系的大小相差悬殊。我们的近邻仙女座星系是一个大星系，其直径约40千秒差距，可能包含多达1万亿（10^12）颗恒星（大概是我们银河系的10倍）。但大多数旋涡星系远远不到仙女座星系的一半大小。宇宙中全部星系的大约30％是旋涡星系，60％是椭圆星系，10％是不规则星系。 |
| Sp^rer，Gustav Friedrich Wilhelm | 斯玻勒 | 斯玻勒，古斯塔夫·弗里德里希·威廉（1822-95），德国天文学家，1822年10月23日生于柏林。他发现在太阳活动周的不同阶段，太阳黑子出现在不同的日面纬度。他对历史资料的研究独立揭示17世纪曾有一个太阳黑子短缺期，现在称之为蒙德极小期；15世纪也有一个类似的太阳黑子短缺期，叫做斯玻勒极小期。 |
| s-process | 中子慢俘获过程 | 中子供应稳定但不太充足的条件下，通过核合成加工重元素的过程，简称s过程。这里的“s”来自英文的“slow”，意思是“慢”。在s过程中，一个核每次俘获一个中子，而且在俘获另一个中子之前可能经受β衰变。这是比铁族元素更重的元素的形成途径之一（另见r过程；很多同位素可经由这两条途径产生）。s过程产生的重原子核在相继两次中子俘获之间可能需要等待几年或几十年，但在恒星内部，因作为核聚变反应副产品的中子得以不断供给，因而s过程无时不在缓慢地进行着。 s过程的重要性在于，它能在大多数亮星中稳步进行。仅能通过 s过程形成的同位素只有28种，s过程到同位素铋-209即结束，因为如果铋-209再俘获一个高能中子，则新形成的核将迅速发生α衰变。 |
| SS433 | SS433 | 我们银河系中一个发射物质喷流、其行为犹如小型类星体的极其引人入胜的恒星层次天体。它离我们大约5千秒差距，位于天鹰星座的一个年龄40 000岁的超新星遗迹中。除可见光外，它还发出X射线、射电波和γ射线。 SS433的名称来源于它在凯斯西方预备大学的两位天文学家——布鲁斯·斯蒂芬森（Bruce Stephenson）和尼古拉斯·桑达利克（Nicholas Sanduleak）——在1977年所编强发射线（见波谱学）星表中编号为433。一年后，1978年6月，对 SS433光谱的研究展示了一幅前所未见的行为图像。光谱中的强发射线以164天周期在一个很宽的波长范围向前和向后移动（相当于多普勒效应在一个很宽的范围内变化），而其他对应于源中氢和氦的光谱特征的多普勒效应则较小，而且变化周期为13.1天。 这一现象的公认解释是， SS433本身是双星系统中一颗质量10～20倍于太阳的O或B型热星，它以13.1天的周期绕一颗中子星（也可能是黑洞）运动。中子星的引力剥夺大子星的物质，形成一个向中子星输送物质的吸积盘。下落物质释放的巨大能量将气体从中子星驱赶出来形成两股喷流，中子星的自转带动喷流每164天旋转一次，引起同一天体显示出强红移和强蓝移。喷流的运动速率达80 000公里每秒（约光速的1／4），有时大致指向我们，有时又大致远离我们，从而解释了实测多普勒位移的巨大变化。射电研究表明喷流从中心“发动机”向外延伸0.05秒差距（0.16光年）；而X射线研究表明发射来自SS433两边各30秒差距之处，那里正是喷流与周围的超新星遗迹相互作用的地方。 这一图景很像人们认为的脉冲星发射成束射电辐射的方式，尽管后者并不涉及吸积盘。它甚至更像被认为发动了活动星系和类星体、但规模大得多的巨大黑洞／吸积盘系统发射喷流的情形。从SS433观测到的活动大概是大多数X射线双星演化中一个短暂阶段的典型表现，现在已经发现另外两个超新星遗迹中的源显示了相同的、但激烈程度较轻的活动。 |
| standard model of the Universe | 标准宇宙模型 | 见大爆炸（Big Bang）： 势不可挡的大量证据使多数天文学家确信，宇宙是在大约150亿年前的某个确定时刻、在一种超热超密的高能辐射火球形态中诞生的。这就是叫做大爆炸的宇宙起源模型。大爆炸这个名词实际上是弗雷德·霍伊尔在1940年代末创造、用来嘲笑这个在他看来“精美得就像蛋糕中跳出来的交际花”的理论的。霍伊尔是对立的稳恒态假说的创始人之一，现在仍是吵得最凶的大爆炸思想的反对者之一，不过他的名声已经大不如前了。 1920年代前，天文学家一直以为宇宙仅由我们现在所知的银河系构成，而且是永远不变。个别恒星可以度过它们的一生而死亡，但新的恒星会诞生并取代它们。 关于宇宙可能随时间流逝而变化（演化）的第一个明确提示，是爱因斯坦发展他的广义相对论时出现的。当时的时空理论对宇宙进行了完全的数学描述（模型）。1917年爱因斯坦发现，当他试图以这种方式将他的方程式应用于描述作为整体的时空时，它们竟然不能表示一个静止的、不变的宇宙。这些方程式表明，宇宙必须要么膨胀，要么收缩，而不能静止。因为当时没有膨胀或收缩的天文证据，爱因斯坦就在他的方程式中引进一个附加项，称为宇宙学常数的虚假因子，来维持模型静止。后来他自称这是他整个生涯的“最大失误”。 其他研究者，特别是荷兰的威廉·德西特（Willem de Sitter）和苏联的亚历山大·弗里德曼（Alexan- der Friedman），也求出了爱因斯坦方程式的解。这些解描述了各种不同的宇宙模型，却全都有着内在的演化倾向。有些模型开始很小但永远膨胀；有些膨胀到一定大小然后坍缩。有一个模型开始很大，收缩到一定大小然后再度膨胀。另一组解则循环重复膨胀和坍缩，在达到很小时“反弹”。 这些数学模型对真实宇宙的现实意义到了1920年代开始趋于明朗。埃德温·哈勃和其他观测者证明，不仅我们的银河系只是宇宙中众多星系中的一个，而且星系因宇宙膨胀而在互相分开（见红移）。换言之，以不含宇宙学常数的爱因斯坦方程式为依据的最简单宇宙模型，实际上是整体宇宙行为的极佳描述。 到1930年代初已经很清楚，宇宙正在膨胀，并带着星系相互分离，因为星系间的空间在扩大。星系并非通过空间运动（至少在我们仅仅考察这个宇宙学膨胀时是如此），而是被空间的膨胀带着遨游。这可以比喻为葡萄干面包中的葡萄干。当生面团发起来时，葡萄干被带着彼此远离，它们并不是在生面团中穿行。 但这个比喻并不准确，因为葡萄干面包同宇宙不一样，它有一个中心和一个边界。爱因斯坦方程式则表明宇宙既无中心亦无边界，这或是由于宇宙是无穷的，或是由于时空轻微弯曲而使自身等价于一个四维的球面。 在这种情况下，就像你从纽约出发沿地球表面的直线旅行又能回到纽约一样，你将能沿宇宙中的直线启程，完成环宇宙航行后，（终于!）返回到你的出发点。宇宙没有中心，就像地球表面和肥皂泡表面没有中心一样。 1930和1940年代，宇宙学家开始尝试同这些思想妥协。新发现的最重要暗示是，宇宙在时间上必须有一个确定的起点。如果想像将我们今天看到的宇宙膨胀反演，那么，随着空间的缩小，到某个时候全部星系必定彼此挤成一团。在那之前，恒星必定曾经彼此接触，融合成与恒星内部一样热（开氏1 500万度）的大火球。 爱因斯坦方程式实际上认为你还可以往回走得更远，抵达宇宙全部物质和能量从一个大小为零的奇点浮现出来的那个时刻。但大爆炸思想开始时并未推进到如此极端。 第一个现在看来仍算得上数的大爆炸模型，是比利时天文学家乔治·勒梅特（Georges Lema□tre）在1927年提出的。勒梅特没有将相对论方程式一直回推到奇点；他是从宇宙全部内容物挤压在比太阳大30倍的球内那个时刻开始、从膨胀方面描述宇宙的诞生。他把这样一个球称为“原始原子”（也叫做“宇宙蛋”，但用得较少）。勒梅特提出，由于不明的原因，原始原子爆炸开，破裂成碎块，这些碎块后来形成了我们看到的各种宇宙成分。 很多人误解了这个思想，以为它暗示原始原子在“虚无空间”之中像炸弹爆炸那样向外炸开。但请记住，时空，还有物质和能量，都包在宇宙蛋里面，没有什么“外部”可以让“炸弹”炸出去，它的膨胀是由空间本身膨胀、逐渐拉伸而造成的。 1940年代，乔治·伽莫夫将大爆炸思想向前推进了一步。他阐明了早期宇宙火球中发生的核反应如何能够将氢转变成氦，解释了极年老恒星中这两个元素的比例，并预言存在背景辐射。到1960年代前，宇宙学家已经准备好“将时钟倒拨”到整个宇宙中的物质密度大致与今天一个原子核的密度相同的那一刻。他们觉得，他们对核相互作用已经懂得很多，足能计算出宇宙是如何从那个时刻演化过来的，而那些计算就成了大爆炸标准模型。 如果我们原原本本按照爱因斯坦方程式的说明（见霍金），将宇宙从奇点中显露出来的时刻定义为时间起点，大爆炸标准模型就能讲出从这一创造时刻之后0.0001（10^-4）秒以来发生的全部故事。在那一刻，宇宙的温度是10^12K（1万亿度），密度是核物质的密度10^14克每立方厘米（1克每立方厘米是水的密度）。 在这些条件下，“背景”辐射的光子带有极大的能量，得以按照爱因斯坦公式E=mc^2与粒子互换。于是光子创造粒子和反粒子对，比如电子-正电子对、质子-反质子对和中子-反中子对，而这些粒子对又能够在不断的能量交换中相互湮灭而生成高能光子。火球中还有很多中微子。由于基本相互作用运转中的细微不对称性，粒子的产量比反粒子的产量稍微多点儿——每10亿个反粒子有大约10亿零1个粒子与之相配。 当宇宙冷却到光子不再具备制造质子和中子的能量时，所有成对的粒子都将湮灭，而那十亿分之一的粒子留存下来，成了稳定的物质。 时间起点之后0.01秒、温度降至开氏1千亿度（10^11K）时，只有较轻的电子-正电子对仍在蹦蹦跳跳与辐射相互作用，质子和中子则逃过了灾难。那时，中子和质子的数量相等，但随着时间的推移，与高能电子和正电子的相互作用，使天平稳步朝有利于质子的一边倾斜。时间起点之后0.1秒时，温度降到开氏300亿度（3×10^10K），中子数与质子数的比降低到38:62。时间起点之后约1／3秒时，中微子除（可能的）引力影响（见暗物质）外停止和普通物质相互作用而“解耦”。 当宇宙冷却到10^10K（开氏100亿度），即时间起点之后1.1秒时，它的密度降低到仅仅水密度的38万倍，中微子已经解耦，天平进一步朝质子倾斜，中子与质子之比变为24:76。宇宙冷却到开氏30亿度、时间起点之后13.8秒时，开始形成由一个质子和一个中子组成的氘核，但它们很快被其他粒子碰撞而分裂。现在，只有17％的核子是中子。 时间起点后3分零2秒时，宇宙冷却到了开氏10亿度，仅比今天的太阳中心热70倍。中子占的比例降至14％，但它们避免了完全退出舞台的命运而幸存下来，因为温度终于下降到了能让氘和氦形成、且不致被其他粒子碰撞而分裂的程度。 正是在时间起点后第四分钟这个值得纪念的时期，发生了伽莫夫及其同事在1940年代概略描述、霍伊尔及其他人在1960年代细致研究过的那些过程，将幸存的中子锁闭在氦核内。那时，转变成氦的核子总质量是中子质量的两倍，因为每个氦核（He-4）含两个质子和两个中子。到时间起点之后4分钟时，这个过程完成了，刚刚不到25％的核物质转变成了氦，其余的则是独身的质子——氢核。 时间起点之后略晚于半小时的时候，宇宙中的全部正电子已经同几乎全部电子湮灭了，产生了严格意义上的背景辐射——不过还是有与质子数相等的十亿分之一的电子保存下来。这时温度降到了开氏3亿度，密度只有水密度的10％，但宇宙仍然太热，不能形成稳定的原子；每当一个核抓到一个电子，电子就会被背景辐射的高能光子打跑。 电子和光子之间的这种相互作用持续了30万年，直到宇宙冷却到6 000K（大约是太阳表面的温度），光子疲弱到再也无力将电子打跑。这时（实际上还包括随后的50万年间），背景辐射得以解耦，与物质不再有明显的相互作用。大爆炸到此结束，宇宙也膨胀得比较平缓，并在膨胀时冷却。由于引力试图将宇宙往回拉到一起，它的膨胀也越来越慢。 所有这一切都能在广义相对论——经过检验的可靠的关于引力和时空的理论——和我们关于核相互作用的知识——同样是经过检验和可靠的——框架内得到很好的理解。大爆炸标准模型是一门坚实可靠值得尊敬的科学，但它也留下了一些尚未得出答案的问题。 在时间起点之后1百万年前后开始，恒星和星系得以形成，并在恒星内部把氢和氦加工成重元素（见核合成），而终于产生了太阳、地球和我们人类。但是，天体物理学家仍然没有一个完全令人满意的星系形成理论。 除了宇宙起源问题外，1970年代的大爆炸标准模型未能回答的大问题是关于宇宙的最终命运。它将永远膨胀（“开放”模型）下去，抑或某一天将停止膨胀而后坍缩到大崩塌（“封闭”模型）?两种可能性都是爱因斯坦方程式允许的。宇宙的命运决定于它拥有的物质数量，因此也就是决定于力图迫使膨胀停下来的引力有多强。 恒星和星系形态的可见物质肯定不足以使宇宙封闭。但我们知道宇宙中还有大量的暗物质。1980年代中期之前，宇宙学家对从时间起点到0.0001秒这段时间（极早期宇宙）内发生过什么事情的认识有了发展，提出了叫做暴涨的理论。这个理论认为，宇宙差不多准确地坐在开放和封闭之间的分界线上（也就是接近于“平坦”），不过正好在封闭一边。 |
| starburst galaxies | 星暴星系 | 含有杂乱分布的尘埃、并正在大规模爆发式形成恒星的不规则星系（有时显示旋涡结构的痕迹）。大多数星暴星系正在和其他星系相互作用（甚至碰撞），它们发出很强的红外辐射，其红外亮度可能达到可见光的50倍。见星系形成和演化。 |
