黑体辐射毕业论文

这不是一个人建立的，普朗克是量子力学之父量子力学(Quantum Mechanics)是研究微观粒子的运动规律的物理学分支学科，它主要研究原子、分子、凝聚态物质，以及原子核和基本粒子的结构、性质的基础理论，它与相对论一起构成了现代物理学的理论基础。量子力学不仅是近代物理学的基础理论之一，而且在化学等有关学科和许多近代技术中也得到了广泛的应用。 有人引用量子力学中的随机性支持自由意志说，但是第一，这种微观尺度上的随机性和通常意义下的宏观的自由意志之间仍然有着难以逾越的距离；第二，这种随机性是否不可约简(irreducible)还难以证明，因为人们在微观尺度上的观察能力仍然有限。自然界是否真有随机性还是一个悬而未决的问题。统计学中的许多随机事件的例子，严格说来实为决定性的。 量子力学的发展简史 量子力学是在旧量子论的基础上发展起来的。旧量子论包括普朗克的量子假说、爱因斯坦的光量子理论和玻尔的原子理论。 1900年，普朗克提出辐射量子假说，假定电磁场和物质交换能量是以间断的形式(能量子)实现的，能量子的大小同辐射频率成正比，比例常数称为普朗克常数，从而得出黑体辐射能量分布公式，成功地解释了黑体辐射现象。 1905年，爱因斯坦引进光量子(光子)的概念，并给出了光子的能量、动量与辐射的频率和波长的关系，成功地解释了光电效应。其后，他又提出固体的振动能量也是量子化的，从而解释了低温下固体比热问题。 1913年，玻尔在卢瑟福有核原子模型的基础上建立起原子的量子理论。按照这个理论，原子中的电子只能在分立的轨道上运动，原子具有确定的能量，它所处的这种状态叫“定态”，而且原子只有从一个定态到另一个定态，才能吸收或辐射能量。这个理论虽然有许多成功之处，但对于进一步解释实验现象还有许多困难。 在人们认识到光具有波动和微粒的二象性之后，为了解释一些经典理论无法解释的现象，法国物理学家德布罗意于1923年提出了物质波这一概念。认为一切微观粒子均伴随着一个波，这就是所谓的德布罗意波。 德布罗意的物质波方程：E=ħω，p=h/λ，其中ħ＝h/2π，可以由E=p²/2m得到λ＝√(h²/2mE)。 由于微观粒子具有波粒二象性，微观粒子所遵循的运动规律就不同于宏观物体的运动规律，描述微观粒子运动规律的量子力学也就不同于描述宏观物体运动规律的经典力学。当粒子的大小由微观过渡到宏观时，它所遵循的规律也由量子力学过渡到经典力学。 量子力学与经典力学的差别首先表现在对粒子的状态和力学量的描述及其变化规律上。在量子力学中，粒子的状态用波函数描述，它是坐标和时间的复函数。为了描写微观粒子状态随时间变化的规律，就需要找出波函数所满足的运动方程。这个方程是薛定谔在1926年首先找到的，被称为薛定谔方程。 当微观粒子处于某一状态时，它的力学量(如坐标、动量、角动量、能量等)一般不具有确定的数值，而具有一系列可能值，每个可能值以一定的几率出现。当粒子所处的状态确定时，力学量具有某一可能值的几率也就完全确定。这就是1927年，海森伯得出的测不准关系，同时玻尔提出了并协原理，对量子力学给出了进一步的阐释。 量子力学和狭义相对论的结合产生了相对论量子力学。经狄拉克、海森伯（又称海森堡，下同）和泡利（pauli）等人的工作发展了量子电动力学。20世纪30年代以后形成了描述各种粒子场的量子化理论——量子场论，它构成了描述基本粒子现象的理论基础。 量子力学是在旧量子论建立之后发展建立起来的。旧量子论对经典物理理论加以某种人为的修正或附加条件以便解释微观领域中的一些现象。由于旧量子论不能令人满意，人们在寻找微观领域的规律时，从两条不同的道路建立了量子力学。 1925年，海森堡基于物理理论只处理可观察量的认识，抛弃了不可观察的轨道概念，并从可观察的辐射频率及其强度出发，和玻恩、约尔丹一起建立起矩阵力学；1926年，薛定谔基于量子性是微观体系波动性的反映这一认识，找到了微观体系的运动方程，从而建立起波动力学，其后不久还证明了波动力学和矩阵力学的数学等价性；狄拉克和约尔丹各自独立地发展了一种普遍的变换理论，给出量子力学简洁、完善的数学表达形式。 海森堡还提出了测不准原理，原理的公式表达如下：ΔxΔp≥ħ/2。 量子力学的基本内容 量子力学的基本原理包括量子态的概念，运动方程、理论概念和观测物理量之间的对应规则和物理原理。 在量子力学中，一个物理体系的状态由态函数表示，态函数的任意线性叠加仍然代表体系的一种可能状态。状态随时间的变化遵循一个线性微分方程，该方程预言体系的行为，物理量由满足一定条件的、代表某种运算的算符表示；测量处于某一状态的物理体系的某一物理量的操作，对应于代表该量的算符对其态函数的作用；测量的可能取值由该算符的本征方程决定，测量的期待值由一个包含该算符的积分方程计算。 态函数的平方代表作为其变数的物理量出现的几率。根据这些基本原理并附以其他必要的假设，量子力学可以解释原子和亚原子的各种现象。 根据狄拉克符号表示，态函数，用<Ψ|和|Ψ>表示，态函数的概率密度用ρ＝<Ψ|Ψ>表示，其概率流密度用（ħ/2mi）（Ψ*▽Ψ－Ψ▽Ψ*）表示，其概率为概率密度的空间积分。 态函数可以表示为展开在正交空间集里的态矢比如|Ψ（x）>＝∑|ρ_i>，其中|ρ_i>为彼此正交的空间基矢，＝δm,n为狄拉克函数，满足正交归一性质。 态函数满足薛定谔波动方程，iħ(d/dt)|m>=H|m>,分离变数后就能得到不含时状态下的演化方程H|m>＝En|m>，En是能量本征值，H是哈密顿能量算子。 于是经典物理量的量子化问题就归结为薛定谔波动方程的求解问题。 关于量子力学的解释涉及许多哲学问题，其核心是因果性和物理实在问题。按动力学意义上的因果律说，量子力学的运动方程也是因果律方程，当体系的某一时刻的状态被知道时，可以根据运动方程预言它的未来和过去任意时刻的状态。 但量子力学的预言和经典物理学运动方程(质点运动方程和波动方程)的预言在性质上是不同的。在经典物理学理论中，对一个体系的测量不会改变它的状态，它只有一种变化，并按运动方程演进。因此，运动方程对决定体系状态的力学量可以作出确定的预言。 但在量子力学中，体系的状态有两种变化，一种是体系的状态按运动方程演进，这是可逆的变化；另一种是测量改变体系状态的不可逆变化。因此，量子力学对决定状态的物理量不能给出确定的预言，只能给出物理量取值的几率。在这个意义上，经典物理学因果律在微观领域失效了。 据此，一些物理学家和哲学家断言量子力学摈弃因果性，而另一些物理学家和哲学家则认为量子力学因果律反映的是一种新型的因果性——几率因果性。量子力学中代表量子态的波函数是在整个空间定义的，态的任何变化是同时在整个空间实现的。 20世纪70年代以来，关于远隔粒子关联的实验表明，类空分离的事件存在着量子力学预言的关联。这种关联是同狭义相对论关于客体之间只能以不大于光速的速度传递物理相互作用的观点相矛盾的。于是，有些物理学家和哲学家为了解释这种关联的存在，提出在量子世界存在一种全局因果性或整体因果性，这种不同于建立在狭义相对论基础上的局域因果性，可以从整体上同时决定相关体系的行为。 量子力学用量子态的概念表征微观体系状态，深化了人们对物理实在的理解。微观体系的性质总是在它们与其他体系，特别是观察仪器的相互作用中表现出来。 人们对观察结果用经典物理学语言描述时，发现微观体系在不同的条件下，或主要表现为波动图象，或主要表现为粒子行为。而量子态的概念所表达的，则是微观体系与仪器相互作用而产生的表现为波或粒子的可能性。 量子力学表明，微观物理实在既不是波也不是粒子，真正的实在是量子态。真实状态分解为隐态和显态，是由于测量所造成的，在这里只有显态才符合经典物理学实在的含义。微观体系的实在性还表现在它的不可分离性上。量子力学把研究对象及其所处的环境看作一个整体，它不允许把世界看成由彼此分离的、独立的部分组成的。关于远隔粒子关联实验的结论，也定量地支持了量子态不可分离 . 不确定性指经济行为者在事先不能准确地知道自己的某种决策的结果。或者说，只要经济行为者的一种决策的可能结果不止一种，就会产生不确定性。 不确定性也指量子力学中量子运动的不确定性。由于观测对某些量的干扰,使得与它关联的量(共轭量)不准确。这是不确定性的起源。 不确定性，经济学中关于风险管理的概念，指经济主体对于未来的经济状况（尤其是收益和损失）的分布范围和状态不能确知。 在量子力学中，不确定性指测量物理量的不确定性，由于在一定条件下，一些力学量只能处在它的本征态上，所表现出来的值是分立的，因此在不同的时间测量，就有可能得到不同的值，就会出现不确定值，也就是说，当你测量它时，可能得到这个值，可能得到那个值，得到的值是不确定的。只有在这个力学量的本征态上测量它，才能得到确切的值。 在经典物理学中，可以用质点的位置和动量精确地描述它的运动。同时知道了加速度，甚至可以预言质点接下来任意时刻的位置和动量，从而描绘出轨迹。但在微观物理学中，不确定性告诉我们，如果要更准确地测量质点的位置，那么测得的动量就更不准确。也就是说，不可能同时准确地测得一个粒子的位置和动量，因而也就不能用轨迹来描述粒子的运动。这就是不确定性原理的具体解释。 波尔 [编辑本段] 波尔，量子力学的杰出贡献者，波尔指出：电子轨道量子化概念。波尔认为，原子核具有一定的能级，当原子吸收能量，原子就处于激发态，当原子放出能量，原子就跃迁至基态，原子能级是否发生跃迁，关键在两能级之间的差值。根据这种理论，可从理论计算出里德伯常理，与实验符合的相当好。可波尔理论也具有局限性，对于较大原子，计算结果误差就很大，波尔还是保留了宏观世界中，轨道的概念，其实电子在空间出现的坐标具有不确定性，电子聚集的多，就说明电子在这里出现的概率较大，反之，概率较小。很多电子聚集在一起，可以形象的称为电子云。 量子力学的诞生 [编辑本段] 19世纪末20世纪初，经典物理已经发展到了相当完善的地步，但在实验方面又遇到了一些严重的困难，这些困难被看作是“晴朗天空的几朵乌云”，正是这几朵乌云引发了物理界的变革。下面简述几个困难： ⑴黑体辐射问题 完全黑体（空窖）在与热辐射达到平衡时，辐射能量密度随频率的变化有一个曲线。W.Wien从热力学普遍理论考虑以及分析实验数据得出一个半经典的公式，公式与实验曲线大部分符合得不错，但在长波波段，公式与实验有明显的偏离。这促使Planck去改进Wien的公式得到了一个两参数的Planck公式，公式与实验数据符合得相当好。 ⑵光电效应 由于紫外线照射，大量电子从金属表面逸出。经研究发现，光电效应呈现以下几个特点： a. 有一个确定的临界频率，只有入射光的频率大于临界频率，才会有光电子逸出。 b. 每个光电子的能量只与照射光的频率有关。 c. 入射光频率大于临界频率时，只要光一照上，几乎立刻观测到光电子。 以上3个特点，c是定量上的问题，而a、b在原则上无法用经典物理来解释。 ⑶原子的线状光谱及其规律 光谱分析积累了相当丰富的资料，不少科学家对它们进行了整理与分析，发现原子光谱是呈分立的线状光谱而不是连续分布。谱线的波长也有一个很简单的规律。 ⑷原子的稳定性 Rutherford模型发现后，按照经典电动力学，加速运动的带电粒子将不断辐射而丧失能量。故，围绕原子核运动的电子终会因大量丧失能量而’掉到’原子核中去。这样原子也就崩溃了。但现实世界表明，原子是稳定的存在着。 ⑸固体与分子得比热问题 在温度很低的时候能量均分定理不适用。 Planck-Einstein的光量子理论 量子理论是首先在黑体辐射问题上突破的。Planck为了从理论上推导他的公式，提出了量子的概念-h，不过在当时没有引起很多人的注意。Einstein利用量子假设提出了光量子的概念，从而解决了光电效应的问题。Einstein还进一步把能量不连续的概念用到了固体中原子的振动上去，成功的解决了固体比热在T→0K时趋于0的现象。光量子概念在Compton散射实验中得到了直接的验证。 Bohr的量子论 Bohr把Planck-Einstein的概念创造性的用来解决原子结构和原子光谱的问题，提出了他的原子的量子论。主要包括两个方面： a. 原子能且只能稳定的存在分立的能量相对应的一系列的状态中。这些状态成为定态。 b. 原子在两个定态之间跃迁时，吸收或发射的频率v是唯一的，由hv=En-Em 给出。 Bohr的理论取得了很大的成功，首次打开了人们认识原子结构的大门，它存在的问题和局限性也逐渐为人们发现。 De Broglie的物质波 在Planck与Einstein的光量子理论及Bohr的原子量子论的启发下，考虑到光具有波粒二象性，de Broglie根据类比的原则，设想实物理子也具有波粒二象性。他提出这个假设，一方面企图把实物粒子与光统一起来，另一方面是为了更自然的去理解能量的不连续性，以克服Bohr量子化条件带有人为性质的缺点。实物粒子波动性的直接证明，是在1927年的电子衍射实验中实现的。 量子力学的建立 量子力学本身是在1923-1927年一段时间中建立起来的。两个等价的理论---矩阵力学和波动力学几乎同时提出。矩阵力学的提出与Bohr的早期量子论有很密切的关系。Heisenberg一方面继承了早期量子论中合理的内核，如能量量子化、定态、跃迁等概念，同时又摒弃了一些没有实验根据的概念，如电子轨道的概念。Heisenberg、Bohn和Jordan的矩阵力学，从物理上可观测量，赋予每一个物理量一个矩阵，它们的代数运算规则与经典物理量不同，遵守乘法不可易的代数。波动力学来源于物质波的思想。Schr dinger在物质波的启发下，找到一个量子体系物质波的运动方程-Schr dinger方程，它是波动力学的核心。后来Schr dinger还证明，矩阵力学与波动力学完全等价，是同一种力学规律的两种不同形式的表述。事实上，量子理论还可以更为普遍的表述出来，这是Dirac和Jordan的工作。 量子物理学的建立是许多物理学家共同努力的结晶，它标志着物理学研究工作第一次集体的胜利。 量子力学的产生与发展 [编辑本段] 量子力学是描述微观世界结构、运动与变化规律的物理科学。它是20世纪人类文明发展的一个重大飞跃，量子力学的发现引发了一系列划时代的科学发现与技术发明，对人类社会的进步做出重要贡献。 19世纪末正当人们为经典物理取得重大成就的时候，一系列经典理论无法解释的现象一个接一个地发现了。德国物理学家维恩通过热辐射能谱的测量发现的热辐射定理。德国物理学家普朗克为了解释热辐射能谱提出了一个大胆的假设：在热辐射的产生与吸收过程中能量是以hV为最小单位，一份一份交换的。这个能量量子化的假设不仅强调了热辐射能量的不连续性，而且与辐射能量和频率无关由振幅确定的基本概念直接相矛盾，无法纳入任何一个经典范畴。当时只有少数科学家认真研究这个问题。 著名科学家爱因斯坦经过认真思考，于1905年提出了光量子说。1916年美国物理学家密立根发表了光电效应实验结果，验证了爱因斯坦的光量子说。 1913年丹麦物理学家玻尔为解决卢瑟福原子行星模型的不稳定（按经典理论，原子中电子绕原子核作圆周运动要辐射能量，导致轨道半径缩小直到跌落进原子核，与正电荷中和），提出定态假设：原子中的电子并不像行星一样可在任意经典力学的轨道上运转，稳定轨道的作用量fpdq必须为h的整数倍（角动量量子化），即fpdq＝nh，n称之为量子数。玻尔又提出原子发光过程不是经典辐射，是电子在不同的稳定轨道态之间的不连续的跃迁过程，光的频率由轨道态之间的能量差AE＝hV确定，即频率法则。这样，玻尔原子理论以它简单明晰的图像解释了氢原子分立光谱线，并以电子轨道态直观地解释了化学元素周期表，导致了72号元素铅的发现，在随后的短短十多年内引发了一系列的重大科学进展。这在物理学史上是空前的。 由于量子论的深刻内涵，以玻尔为代表的哥本哈根学派对此进行了深入的研究，他们对对应原理、矩阵力学、不相容原理、测不准关系、互补原理。量子力学的几率解释等都做出了贡献。 1923年4月美国物理学家康普顿发表了X射线被电子散射所引起的频率变小现象，即康普顿效应。按经典波动理论，静止物体对波的散射不会改变频率。而按爱因斯坦光量子说这是两个“粒子”碰撞的结果。光量子在碰撞时不仅将能量传递而且也将动量传递给了电子，使光量子说得到了实验的证明。 光不仅仅是电磁波，也是一种具有能量动量的粒子。1924年美籍奥地利物理学家泡利发表了“不相容原理”：原子中不能有两个电子同时处于同一量子态。这一原理解释了原子中电子的壳层结构。这个原理对所有实体物质的基本粒子（通常称之为费米子，如质子、中子、夸克等）都适用，构成了量子统计力学———费米统计的基点。为解释光谱线的精细结构与反常塞曼效应，泡利建议对于原于中的电子轨道态，除了已有的与经典力学量（能量、角动量及其分量）对应的三个量子数之外应引进第四个量子数。这个量子数后来称为“自旋”，是表述基本粒子一种内在性质的物理量。 1924年，法国物理学家德布罗意提出了表达波粒二象性的爱因斯坦———德布罗意关系：E＝hV，p＝h／入，将表征粒子性的物理量能量、动量与表征波性的频率、波长通过一个常数h相等。 1925年，德国物理学家海森伯和玻尔，

（4）量子引力理论20世纪基础物理研究的巨大成就，当归功于相对论、量子论与引力论的建立。相对论、量子论和引力论都具有普适性，它们的普适性的一个重要体现分别表现在c、h和G这三个普适常数上。然而，三个理论是否真的具有普适性，还在于它们彼此间的相容性，广义相对论的建立证实了引力论与相对论的相容性。量子理论的发展证明，物质的各种运动形态都遵从量子化的要求，与此同时，一切相对论性场，如电磁场也应是量子化的。在场量子化研究的初期，曾出现了一系列的发散困难。在40年代末，量子化电磁场的发散困难初步通过重正化理论得以解决。发散困难的最根本解决是在60年代完成。弱电统一理论的建立，不仅解决了弱相互作用中的发散困难，而且在类似弱相互作用的框架之中，还可望在强相互作用领域解决相对论与量子论的相容性。最困难的一步就是引力论与量子论的相容，这一步骤的一个主要目标就是建立量子化的引力理论。量子引力理论的研究还起源于广义相对论的奇点问题。由彭罗塞提出，后经霍金和杰罗奇等人最终建立的奇点定理表明，在相当宽的物态条件下，引力场方程的解必定具有奇性。奇性的存在表明，广义相对论属于服从因果律的经典物理范畴，在奇点处，这一理论不再适用。有可能在考虑到引力场的量子性之后，奇性自然消失，这一猜测随后在霍金黑洞蒸发理论中得到了支持。迫使人们研究量子引力理论的第三个动机来源于大统一理论。弱电统一理论已经建成，弱电与强相互作用的大统一理论正是当前的热门课题，研究过程表明，必须同时考虑到它们与引力作用的统一，而这一统一的实质就是建立量子引力理论。经典物理学的理论框架是建立在因果律的基础上的，经典物理学依赖于物理定律和它相应的边界条件，然而当问题涉及到奇点，而这个奇点又不是数学或模型的缺陷由人为造成的时，奇点很难消除，又很难给出合理的边界条件，这就迫使人们必须重新考虑原有的理论。沿着膨胀和暴涨的宇宙反向历程，应用经典宇宙学所给出的框架，回溯宇宙在暴涨之前的状态，很自然地会得到宇宙的尺度将趋于零。这意味着，引力场的强度以及物质场的能量密度将趋于无限大，宇宙是从一个奇点演化而来的，而这个奇点并非由于模型的缺陷人为引起的。早在60年代，彭罗塞和霍金就曾利用整体微分几何证明过①，奇点不仅是高度对称的，而且是广义相对论的必然产物。这意味着，在广义相对论的理论框架之中，不可能找到解决奇点的方案，或者说，尽管广义相对论揭示了时空的引力弯曲，但它对于极高曲率的空间并不适用。量子论的鼻祖普朗克很早就主张，应在所有的自然力之间建立联系。1899年，他首先提出了“普朗克长度”这一普适的这一最小长度Lp，以后又陆续提出了“普朗克时间”tp、“普朗克温度”Tp与“普朗克质量”Mp，它们分别为Lp=(hG/c3）1/2=4.05×10-33cm, tp=(hG/c5)1/2=1.35×10-43s,Mp=(hc/G)1/2=5.45×10-5g，Tp=(hc5/k2G)1/2=3.56×1032K。由于h、c和G三个常量都是相对论不变量，以它们为基准的普朗克自然单位将是不变和唯一的，这一点具有深刻意义。审查上述量的大小不难看出，温度Tp极高，甚至比宇宙大爆炸时刻的温度还高，长度Lp、时间tp却极小，质量Mp也不很大，虽然这些值都是实验室条件下无法得到的，它们却使人们想到，在暴涨之前的宇宙这些是否是可以接近的尺度，因此，应该由一个量子化的广义相对论取代经典广义相对论。本世纪初，量子力学诞生之后，量子力学原理首先用于解释微小系统——原子结构方面的困难，确立了薛定谔方程，同时也得到了有关原子特征的一系列量子力学描述。本世纪60年代以来，当人们试图用量子力学解释巨大的体系——宇宙结构时，却发现它们之间有着惊人的相似①。首先，在具有电磁作用的质子与电子微小体系中，重要自由度r（t）在趋于零时，产生奇点的经典困难，而在具有引力作用的大物质体系中，重要自由度标度因子R（t）在趋于零时，也产生奇点的经典困难；微小电磁体系具有玻尔半径10-8cm的量子长度，而引力作用体系则具有普朗克长度10-33cm的量子长度；微小体系服从薛定谔方程的动力学规律，而引力体系则有惠勒-德维特方程。关于这两个体系间的相似与联系，近年来的研究又有了新的进展。本世纪60～70年代，德维特(DeWitt,B.S.)、米斯纳(Misner,C.W.)和惠勒等人在量子宇宙学方面做出了重要的基础性工作，他们建立了描述宇宙量子特征的惠勒-德维特方程，然而求解这个方程却面临边界条件的确立。因为最初宇宙究竟处于什么状态仍然不能确定。D、宇宙学的进展在物理学研究深入发展的同时，人们也在力求对时空大尺度上，即从整体上认识宇宙。宇宙的起源、结构和演化都是人们关心的课题。物理学与高科技的结合，创造了口径相当于25米的巨型光学望远望、空间X射线和红外线望远镜以及地域甚大的天线阵列射电望远镜，这不仅使人们观测宇宙的窗口从红外、可见光一直延伸到X射线和γ射线整个波段，还使观测宇宙的时空尺度伸展到了170亿光年。如今，在人类面前，已展现出一幅生动壮丽的宇宙画面。以现代高能粒子物理与广义相对论为基础建立起来的理论宇宙学，已能从理论上描述出从原始火球大爆炸，到星系形成和演化的整个过程。大爆炸模型已经由现代天文学的观测，如河外星系谱线红移、3K微波背景辐射以及氦丰度等得到了一定的证实。与此同时，在解决这一模型自身的问题，如视界问题、平坦性问题和磁单极问题等的过程中，与高能物理真空相变理论相结合，又发展成更为完善的暴胀宇宙模型。虽然具有暴胀机制的大爆炸模型为宇宙学的发展奠定了基础，然而随着量子引力理论的发展，有关量子宇宙学的一系列更深层次的问题，如宇宙时空拓扑结构、基本耦合常数的真空参数问题、宇宙常数的动力学解释等，又引起了更新一轮的激烈争论。这场理论研究的重要进展的源头，即把世人的目光从一般天体引向宇宙整体的就是哈勃定律的建立。1.哈勃定律与膨胀的宇宙研究表明，宇宙的年龄、演变及结局，在很大的程度上决定于它的膨胀速率。对宇宙膨胀的观测大体分成两个方面，这就是测定星系的运动速率与测定地球到星系的距离。前者关系到宇宙的形成模型及有关理论的发展，而后者则是估算天体亮度、质量和大小的重要依据，然而无论哪一种，都取决于哈勃常数的测量。哈勃常数已成为近代宇宙学中最重要的基本常数之一。20世纪初，几台口径1米的大型望远镜陆续建造成功，它们为河外星系的系统观测创造了条件。美国天文学家哈勃(Hubble,EdwinPowell1889～1953)在这种条件下，为现代天文学与宇宙学做出了重要的贡献。哈勃1910年毕业于芝加哥大学天文学系，后到英国牛津大学读书，在那里获得法律学硕士学位。1914年至1917年在耶基斯天文台攻读天文学博士学位。第一次世界大战期间，曾在法国服役，战后在威尔逊山天文台从事星系的观测研究。当时的威尔逊山天文台已建成100英寸的天文望远镜。利用这台望远镜，哈勃把观测的目标集中在他所称的“一片片的亮雾”之上，这就是星云。与哈勃同时代的一些天文学家也在对这些星云做了大量的观测工作，例如在里克天文台工作的美国天文学家柯蒂斯(Curtis,HeberDoust1872～1942)致力于河外星系的研究，他借助对新星的观测及利用星系角大小估算距离，认为所观测到的绝大部分星云都属于河外星系。热衷于星系观测与研究的还有美国天文学家沙普利(Shap-ley,Harlow1885～1972)，他曾任美国哈佛大学天文台台长，1915～1920年间，曾用威尔逊山天文台100英寸望远镜研究旋涡星云，他利用勒维特(Leavitt,HenriettaSwan1868～1921)发现的造父变星作为量天尺，确定了这些星云的距离，认为它们大约距太阳5万光年左右，应该属于银河系，因此将银河系的尺度扩展到原有的3倍。沙普利还第一个提出，太阳系不处在银河系的中心，虽然他把太阳从银河系的中心地位赶了下来，却又把银河系放到了宇宙的中心之上。柯蒂斯的看法则不同，他认为宇宙中充满着大量的像银河系那样的恒星系统。1920年，在美国国家科学院，柯蒂斯与沙普利的两种不同观点正式交锋，虽然在这场论战中柯蒂斯占了上风，却并未有得出公认一致的结论，直到三年后，哈勃给出的观测事实，才使上述论战有了决定性的结果。1923年，威尔逊山天文台建成了2.5米口径的天文望远镜，哈勃利用它在仙女座星云外缘找到一颗造父变星，根据其光变周期与光度之间的关系，他推断出该星的距离为15万秒差距（实际为80万秒差距），比沙普利的银河系要大得多。这表明，仙女座大星云是一个河外星系，从而结束了河外天体是否存在的辩论，使天文学家的研究领域迈出了银河系。与哈勃同时代的另一位天文学家斯里弗(Slipher,VestoMelvin 1875～1969)也对星云研究感兴趣。他对星系光谱做了大量的观测。1921年，他首先把多普勒-斐索效应用于仙女座大星云，发现所观测到的星系光谱波长大多比实验室观测到的要长，这表明，这些星云都在远离地球退行，其退行速度大大地高于恒星的视向速度。 1929年，在同行们研究成果的基础上，哈勃仅以24个已知距离星系的观测资料为依据，做出了速率-距离的关系图。图中显示速率与距离值成正比，即vr=H0r，vr为星系对银河系的视向速率，上式即为哈勃定律，式中的常数H0就是哈勃常数，由这一常数得到的宇宙年龄H0-1=1.84×108年，该值恰与当时用散射方法观察到的地壳中古老岩石年龄1.8×108年惊人地一致，哈勃的结果，很快地得到认同。哈勃的这一结果，不仅证明了整个宇宙处于膨胀之中，而且这种膨胀速度与距离r成正比，因而既是处处没有中心又是处处为中心的。为了扩展观测的范围，需要能观测到更为遥远星系团中的星系。由于工作量的骤增，哈勃开始与赫马逊(Huma-son,MiltonLaSalle1891～1972)合作。哈勃负责测量星系的亮度，赫马逊负责测量红移量。赫马逊并非科班出身，最初只是威尔逊山天文台的一位看门人，工作之便使他热爱上了天文学，在为别人假期代班的天文观测中，显示了他出众的才华和娴熟的观测技巧，不久即正式投入天文学研究。在哈勃去世后，他继续了哈勃的天文观测事业，1956年，他又与其他人合作，利用观测到的资料，改进了哈勃定律，因而与勒梅特和盖莫夫的大爆炸理论取得了一致。2.哈勃常数值修正的三次高潮从原理上看，似乎哈勃常数的测定是简单的，即只要测出星系距离与退行速率，即可由哈勃定律得到哈勃常数。然而在实际上并非如此，星系的速率可以直接从谱线红移获得，可是距离的测量却是既困难又复杂的。对于1000万光年以内附近星系的距离，天文学家们的测量结果都比较一致，这种测量以造父变星为量天尺进行。1908年，在哈佛天文台工作的勒维特在南非观测时发现，造父变星的亮度周期性变化，光变周期越长，平均亮度也越大。这一发现具有不寻常的意义，因为观察亮度变化的整个过程，就可以得到光变周期和视亮度，随后即可计算得到它的绝对亮度。再根据距离加大，视亮度递减的关系，即可由绝对亮度与视亮度之比，确定造父变星的距离。因此，把造父变星作为量天尺，利用三角视差法，逐步扩大测量范围，不仅可以量出银河系的大小，还能测量出各河外星系的大小和距离。在20年代，哈勃用造父变星证实了银河系以外还存在有其它星系以后，从30年代到50年代，哈勃与桑德奇（Sandage，Allen Rex 1926～）等人，又在附近星系中寻找更多的造父变星以确立更新的量天尺，为此做了大量的工作。他们成功地测量了十几个星系的距离，改进了确定哈勃常数的基础。最初的哈勃常数值为H0=550千米/秒/百万秒差距（以下单位略）。1936年，考虑到星际消光因素，哈勃常数被修定为H0=526。在最初，这一数值被认为是准确的，因为按H0-1得到的宇宙年龄恰好与当时的地质观测结果相一致。二战之后，利用造父变星为量天尺，使哈勃常数逐渐得到了修正。1952年，在威尔逊山帕洛马文天台工作的旅美德国天文学家巴德（Baade，Walter 1893～1960）掀起了哈勃常数修正的第一个高潮。这次高潮是由修改量天尺引起的。此时，帕洛马天文台5米口径天文望远镜建成并开始运转。巴德利用他的精确而系统的测量，不仅在仙女星座中找到了300个以上的造父变星，而且还发现恒星分为两种星族，每一星族都有自己的造父变星，它们只适用于附近星系，而原有哈勃定律所针对的则都是建立在第一星族基础上的造父变星。随着对造父变星周光曲线的修定，随着观测尺度的加大，必须更换原有哈勃常数测定中的量天尺。经巴德计算，遥远星系的距离比原来的估计值增加了一倍，哈勃常数将比原来减小一倍。1952年，巴德在罗马举行的第8届国际天文学大会上，宣布了他的结果，H0=260。哈勃常数修正的第二个高潮由哈勃的接班人桑德奇掀起。桑德奇是一位著名的实测天文学家，从1956年开始，他在帕洛马天文台对哈勃常数进行了系统的测量工作。在几年的时间内，他得到了600多个星系的数据，最大的红移量值达到Z=0.202，所得到的哈勃常数值为H0=180。在此基础上，桑德奇又对哈勃常数做了进一步的修正，他们再度更换量天尺并把观测范围进一步加大，此时原有确定距离的方法已不再适用，因为当星系距离达到了几百万秒差距时，望远镜已无法区分星系中单个的星，必须寻找代替造父变星做为新距离标准的“指示体”。他们通过天体的绝对星等和视星等的关系，先确定指示体的距离，再由指示体确定星系距离。他们认为能作为距离指示体的有，造父变星、HⅡ区、球状星云、超新星和椭圆星系等。1961年，桑德奇在美国伯克利召开的国际天文学大会上宣布，总估各种测量结果，哈勃常数值应在75与113之间，最或然值为H=98±15，一般可取为100。这一结果表明，宇宙的尺度要比人们早期预期结果远大得多。进入70年代以来，哈勃常数的测定日益受到天文学家们的重视，对它的测量方法也更加系统，测量的精度也日益提高，因而形成了哈勃常数修正的第三次高潮。然而，这次修正高潮之后，局面却日益复杂化。哈勃常数的各次测量值越来越多地接近高低两个值上。桑德奇和他的合作者塔曼得到的值是50，而德克萨斯大学的德瓦科列尔（de Vaucouleurs）的结果却是100，两个值的测量方法都是以造父变星为起点，其后选用不同距离的指示体进行的，结果竟然相差一倍，不仅出现了哈勃常数纷争的局面，也使人们在实际运算中，出现了任意选择的局面，有人选取50，有人选取100，还有人选择平均值75，虽然这些值的选取都具有权威性，但是仍无法最后判定哪一个最准确。目前，对哈勃常数做出裁决为时尚早，但是，从其它方面得到的佐证中，仍然可以提出带有倾向性的意见。根据哈勃常数值，宇宙的哈勃年龄应为t0=19.7×109年和t9=9.8×109年。然而宇宙的年龄还有其它的估算方法。一种方法是测量矿石中放射性元素的含量，根据其半衰期加以估算。对各种放射性元素综合测量的结果，所给出的宇宙年龄是1×1010另一种较为有效的方法是测定球状星团的年龄。根据球状星团的赫罗图，得出它们的年龄在（10～20）×1010综合这些从不同角度得到的估算结果，宇宙的年龄不超过200亿年，这表明取小值哈勃常数更符合实际。由于哈勃常数已成为近代宇宙学中最重要也最基本的常数之一，近年来，对它的研究已成为十分活跃的课题。正式发表的有关哈勃常数的论文已有数百篇。1989年，著名天体物理学家范登堡（Van den Bergh）为天文学和天体物理评论杂志撰写了一篇权威性论文①，它综述了截止到80年代末所有关于哈勃常数的测量和研究结果，最后认为，哈勃常数的取值应为H0=67±8。3．多余天线温度的发现1963年初，在贝尔实验室工作的年青物理学家彭齐亚斯（Penzias，Arno Allan 1933～）和射电天文学家威尔逊（Wilson，Robert Woodrow 1936～）合作，测量银河系内高纬星系的银晕辐射。他们所使用的射电望远镜原是用于接收人造卫星“回声号”回波用的大喇叭口天线加辐射计制成。他们还采用了当时噪音最低的红宝石行波微波激射器，并利用液氦致冷的波导管作为参考噪音源，因为它能产生功率确定的噪音以作为噪音的基准，使噪音的功率可以用等效的温度表示。由于当时的手头正好有一台7.35cm的红宝石行波微波激射器，他们就先在7cm波段上开始了天线的测试工作。彭齐亚斯和威尔逊的测量结果①表明，天线的等效温度约为6.7±0.3K，天线自身的温度为3.2±0.7K，其中大气贡献为2.3±0.3K，天线自身欧姆损耗和背瓣响应的贡献约为1K，扣除这些因素，最后得到，天线存在有多余噪音，它的等效温度约为3.5±1K。尽管他们采用了各种措施，把各种估计到的噪音来源尽量消除，这个多余噪音的等效温度值依然存在，它不仅稳定，而且均匀无偏振，在任何方向都能接收到。彭齐亚斯和威尔逊观测到天线多余噪音温度现象，带有一定的偶然性，因为实验并没有在理论的预言或指导下进行。然而可贵的是，他们重视观测的结果，忠实于原始资料，不但没有轻易放弃偶然观测到的现象，反而抓住它们一追到底。并想方设法挖掘观测事实背后的意义，这就使他们能不失时机地做出重大发现。在这一成功之中，更难能可贵的是贝尔实验室对实验工作的支持。这一当今最大的工业实验室，拥有数千名才华出众的科技工作者，他们在进行电话、电报技术发展与开发业务的同时，始终重视基础科学，特别是基础物理学的研究工作。它在世界通讯事业中起着中流砥柱的作用，在物理学的研究中，也取得了许多令世人瞩目的成果，例如，在天体物理学方面，1931年，贝尔实验室的电信工程师央斯基（Jansky，Kart Guthe 1905～1950）首先发现了来自银心的周期性噪音射电辐射，从此开创了射电天文学的新领域。这次彭齐亚斯与威尔逊的观测是贝尔实验室与国家射电天文观测台合作进行，贝尔实验室远见卓识地从人力、设备与资金上给予了大力支持，提供了当时世界一流的灵敏毫米波谱线射电望远镜、热电子辐射计、液氦致冷参照噪音源，为实验的成功起到了至关重要的作用。4．宇宙微波背景辐射的证实在与彭齐亚斯、威尔逊实验观测的同时，另一些人也在对同一目标搜寻着。他们是以迪克（Dicke，Robert Henry 1916～）为首的普林斯顿大学的一个研究小组，正在开展一项有关宇宙学的探索性研究。1941年，迪克从罗彻斯特大学获得博士学位。1946年前，他在普林斯顿大学物理系执教。迪克成名于他的一项重要成果——标量-张量场论的提出①。这一理论与爱因斯坦的引力理论并驾齐驱，也能成功地解释引力研究中的一些观测现象，以致在引力场研究中，谁是谁非还一时难见分晓。在60年代，随着宇宙学研究的兴起，迪克对伽莫夫的宇宙原始大爆炸理论产生了浓厚的兴趣。他曾设想，至今宇宙应残存有大爆炸的遗迹，例如宇宙早期炽热高密时期残留的某种辐射。他与他的合作者认为，这种辐射有可能是一种可观测到的射电波②。迪克建议罗尔（Roll，P.G.）和威尔金森（Wilkinson，D.T.）进行观测，还建议皮布尔斯（Peebles，P.J.E.）对此进行理论分析。皮布尔斯等人在1965年3月所发表的论文中①明确指出，残存的辐射是一种可观测的微波辐射。叙述了极早期宇宙中重元素分解后，轻元素重新产生的图景。皮布尔斯后来在霍普金斯大学做过的一次学术报告中，也阐明了这个想法。1965年，彭齐亚斯在给麻省理工学院射电天文学家伯克（Burke，B.）的电话中，告之他们难以解释的多余天线噪音，伯克立即想起了在卡内基研究所工作的一个同事特纳（Turner，K.）曾提到过的皮布尔斯的那次演讲，就建议彭齐亚斯与迪克小组联系。就这样，实验上和理论上的两大发现由此汇合并推动事态迅速地发展起来。先是彭齐亚斯与迪克通了电话，随即迪克寄来一份皮布尔斯等人论文的预印本，接着迪克及其同事访问了彭齐亚斯和威尔逊的实验基地，他们在离普林斯顿大学只有几英里之遥的克劳福德山讨论了观测的结果之后，双方协议共同在《天体物理学》杂志上发表了两篇简报，一篇是迪克小组的理论文章《宇宙黑体辐射》②，另一篇是彭齐亚斯与威尔逊的实验报导《在4080MHz处天线多余温度的测量》③，虽然后一篇论文考虑到自己尚未在宇宙论方面做出什么工作，出于慎重，论文并未涉及背景辐射宇宙起源的理论，只是提到“所观察到的多余噪音温度的一种可能解释，由本期Dicke、Peebles、Roll和Wikinson所写的另一篇简讯中给出”，但是，两篇论文分别从理论与实验的不同角度表述的研究成果竟如此珠联璧合，不能不令人惊叹。两篇论文发表后，引起了极大的反响。人们意识到，如果能给出天线多余温度确实来自宇宙背景辐射的证明，这个成果对宇宙学的发展的影响将是不可估量的。根据理论分析，早期宇宙极热状态下的光辐射是处于热平衡状态下的，它应具有各向同性且热辐射能量密度分布遵守普朗克定律等特点。随着宇宙的热膨胀，宇宙逐渐冷却，残存的光辐射谱仍应保持普朗克分布。彭齐亚斯与威尔逊所检验到的辐射是否遵从这一分布，应是检验天线多余温度是否来源于宇宙背景辐射的一项重要标准。从1965年到70年代的中期的近十年时间里，不少研究小组相继完成了各种测试。迪克小组在3.2cm波段上得到了3.0±0.5K，夏克斯哈夫特和赫威尔在20.7cm上测得2.8±0.6K，彭齐亚斯和威尔逊在21.1cm上测得3.2±0.1K。然而3K黑体辐射的峰值应在0.1cm附近，为取得0.1cm附近的测量值，康奈尔大学的火箭小组和麻省理工学院的气球小组的高空观测结果是，在远红外区有相当于3K的黑体辐射。加州大学伯克利分校的伍迪小组用高空气球测出，在0.25cm到0.06cm波段，有2.99K的黑体辐射。至此，实验结果与理论已得到极好的符合，彭齐亚斯和威尔逊观测到的多余天线温度确实是宇宙微波背景辐射，这种辐射在宇宙各处的各向同性、无偏振、具有大约3K的黑体谱。这项成果对宇宙学的研究具有重大意义，为此，彭齐亚斯和威尔逊获得了1978年诺贝尔物理学奖。

英国科学家瑞利通过如下两种实验方法制取氮气，从而导致了科学史上某种气体的重大发现他发现了油对固体之间的摩擦力的大小瑞利的研究工作始于电学，此后又更多地研究声学和光学，如研究声学中的共振理论

瑞利瑞利（1842～1919）Rayleigh，Baron英国物理学家 。原名J.W.斯特拉特 。1842 年 11月12日生于埃塞克斯的威特姆，1919 年6月30日卒于同地 。20岁入剑桥大学三一学院学习 ，3年后以优异成绩毕业 。毕业后第二年被选为三一学院研究员。他在理论和实验方面都有杰出才能，研究工作几乎遍及当时经典物理学的各个领域。他有不少著作，论文达400多篇。1873 年被选为英国皇家学会会员，1879～1884年任卡文迪什实验室主任；1885 ～1896 年任皇家学会秘书，1905～1908 年任会长 。1908 年起任剑桥大学校长。瑞利的研究工作始于电学，此后又更多地研究声学和光学，如研究声学中的共振理论 。1877 ～ 1878 年写成科学名著《声学原理》两卷，为近代声学奠定了基础。他对“天空为什么呈蓝色”作了理论解释，导出了分子散射公式（瑞利散射定律，见光的散射）。他进行了光栅分辨率和衍射的实验研究，第一个对光学仪器的分辨率给出明确的定义，对光谱学的 研究起了重要 作用 。他 首次 精确 测定 了气体 密度 ，1895年发现从液态空气中分馏出来的氮，与从亚硝酸铵中分离出来的氮，有极小的密度差异。这一事实导致空气中的一个稀有元素——氩的发现，因而获得1904年诺贝尔物理学奖。他在 1900 年 得出一个关于热辐射的公式（瑞利 - 金斯 公式，见黑体辐射），在长波区域，同实验符合得很好，为量子论的出现准备了条件。瑞利原名期特墩特（R.J.Strutt），因为他祖父被英国皇室封为瑞利勋爵，他是第三世，故称瑞利勋爵第三。其父辈在科学上都没有什么声望，到瑞利勋爵第三，成了科学巨人，所以科学史上，不称他为斯特勒特，而称瑞利。1842年11月12日，瑞利生于英国的特伦，由于出身贵族，所以从小受到良好的教育。他在中小学时代，头脑聪敏，才气初露。1860年，以优异的成绩考入剑桥大学，1865年大学毕业时，列最优等。当时剑桥的主试人指出：“瑞利的毕业论文极好，不用修改就可以直接付印。”瑞利毕业后，在剑桥任教职，他对教学尽心尽力。1879年，剑桥大学著名物理教授麦克斯韦去世，空缺的剑桥大学卡文迪许实验室主任职位，由瑞利继任。瑞利对科研事业热情极高，投入了全部身心。他担任著名科研机构——卡文迪许实验室主任之后，扩大了招生人数，把革吞学院和纽那姆学院加以整顿，并批准招收女学生，使妇女和男子一样，享有同等的受教育的权力。瑞利在担任主任期间，自己带头捐出500英镑，同时还向友人募集了1500英镑，为实验室添置了大批的新仪器，从而使实验室的科学研究设备得到充实。瑞利在卡文迪许实验室，精确地进行了银的电化当量研究，从而为电化学的发展作出了贡献。同时，他还对气体的化合体积及压缩性做了精密的定量研究。此外，他对光化学的研究也很有成就。瑞利是注重严格定量研究的化学家之一，他的作风极为严谨，对研究给果要求极为准确，这一点，成了他在科学上作出杰出贡献的重要基础。瑞利的一项重要研究是从空气和氮的化合物中制取纯净的氮。他经深入研究，1882年，向英国科学协会提出一份报告，精确地指出，氢和氧的密度比不是1：16，正确的比例应为1：15.882。从这件事可以看出他那极为严谨的工作态度。他还从事气体的化合体积及压缩性的精密测量，计算出许多气体在极限情况下的摩尔体积，并严格测定了氮的密度。瑞利在制取氧和氮的过程中发现，用三种不同的方法制取的氧，密度完全相等，而用不同的方法制取的氮，密度则有微小的差异。如由氨制得的氮，与由空气制得的氮密度就不同，前者要小5／1000左右。对此，他自己反复验证了多次。尽管从实验的角度来看，这个微小的差别是在允许范围内，但瑞利发现，这个“误差”总是表现为由空气除去氧、二氧化碳、水以后获得的氮，比由氮的化合物获得的氮重，误差虽小，但是不对称，这是用传统的说法无法解释的。因而，他将这一实验给果刊登在英国的《自然界》周刊。寻求读者的解答，但他一直没有收到答复。瑞利认为，之所以由空气制得的氮比重大一些，可能有四种解释：（1）由大气中所得的氮，可能还含有少量的氧。（2）由氨制得的氮，可能混杂了微量的氢。（3）由大气制得的氮，或许有类似臭氧的N分子存在。（4）由氨制得的氮，可能有若干分子已经分解，固而把氮气的密度降低了。第一个假设是不可能的，因为氧和氨的密度相差极微，必须杂有大量的氧、才有可能出现5/1000的差异。与此同时，瑞利又用实验证明；他由氨制得的氮，其中绝不含氢。第三个解释也不足置信，因为他采用无声放电使可能混杂N3的氮气变化，并没发现氮的密度有所变化，即不存在N3。第四种假设几乎是不可能的，因为如果存在游离的氮原子，必然会彼此给合为分子，不可能在正常条件下长期游离。正当瑞利困惑不解时，拉姆塞向瑞利提出，他要用新方法研究大气中的氮，瑞利对此慨然允许，并与拉姆塞精诚合作，这种研究导致了惊人的重大成果，发现了氦、氖、氩、氪、氙等整个一族的惰性气体元素。1894年5月24日，拉姆塞给瑞利写信，提出了整个惰性气体族的设想。同年8月7日，以他们两个人的名义宣布了一种惰性气体元素的发现，英国科学协会主席马登提议，把这种气体命名为氖（Argon）。瑞利一生发表了许多学术论文，他文笔清雅畅达，所写文章大多有严格的数学证明，定量十分准确。后来，他把自己的论文整理为一部五卷本的论文集。论文集的开头，他写下了这样的言词：伟大精深啊，上帝造物之奇妙！研究探索吧，求得世界胸奥秘乐在其中矣！瑞利于1919年去世，比他的精诚合作者拉姆塞晚逝3年，享年77岁。据拉姆塞的学生特拉弗斯说，瑞利与拉姆塞之间往返信件极多，彼此关系十分融洽，“绝少猜疑，也无不正当的行为”，共同为科学而努力，毫无名利之争。瑞利逝世后，他的实验室曾供科学界参观，凡是来访问的科学家，对瑞利所用仪器的简单莫不惊异。瑞利实验室中的一切重要设备虽外形粗糙，但都制造得十分精密。瑞利就是用这些仪器做了极为出色的定量分析。后人经常记起这位伟大科学家的名言：一切科学上的最伟大的发现，几乎都来自精确的量度。