宇宙中最神秘的天体——类星体(二): 寻找类星体

何香涛

北京师范大学天文系，北京 100875

宇宙中最神秘的天体
——类星体(二): 寻找类星体

何香涛†

北京师范大学天文系，北京 100875

利用第二次世界大战中的无线电技术，射电天文学在战后得以蓬勃发展。1963年，通过证认3 C 射电源表，发现了类星体。类星体在各电磁波段都有辐射，因此有多种方法可以寻找类星体。作者利用无缝光谱方法，找到第一颗中国人的类星体，并首次使用美国的海耳5 m望远镜。

类星体，海耳5 m望远镜，无缝光谱方法

1 发现类星体靠射电，找类星体靠光学

美国著名的贝尔实验室是一家从事电话和通信业务的公司，为了提高自己公司的技术水平，雇用了很多高科技人才，进行了大量的探索性实验。这些实验成果，不仅产生了巨大的商业利益，更造就了许多顶尖的自然科学成果，而射电天文学尤其突出。

1931年，在贝尔实验室工作的无线电工程师卡尔•央斯基(Karl Guthe Jansky)(图1)，用可移动天线寻找越洋电话的干扰源(他刚开辟了跨大西洋的长途电话)想搜寻有哪些外界干扰因素影响通信。他惊奇地发现，除了雷电干扰之外，还有一个固定的噪音源，这个干扰信号每天来一次。这里的“每天”不是24 h，而是23 h 56 min 04 s。比平常的一天短了约4 min，说明这个干扰源不是来自太阳系，而是来自银河系。因为地球的自转周期，相对于太阳是24 h，相对于银河系正好是23 h 56 min 04 s。反复测量证实，这个干扰信号来自银河系，而且是银河系的中心方向。1932年，央斯基发表文章，断言这是来自银河系中心的宇宙射电辐射，从此，射电天文学宣告诞生。

央斯基的发现在当时并没有引起人们的关注。过了若干年后，雷伯——也是一位无线电工程师——制造了一架抛物面天线，用近十年的时间对天空中的无线电辐射进行巡天式的观测，并绘出全天射电源的等强度线，射电天文学才真正发展起来。射电天文学——radio astronomy, 原本可以译为无线电天文学，由于是天体辐射来的电波，因而译为射电天文学。在中国台湾，译为电波天文学，显然是受日文的影响，日本是将radio译为电波。

图1 央斯基和他的无线电望远镜

射电天文学的兴起，使天体物理学产生了革命性的变化。在此之前，天文学家在那里辛辛苦苦地去制造大型的光学望远镜。早期的光学望远镜以折射型的为主，后来改进为以反射型为主。第二次世界大战之前，美国就致力于制造口径为200吋(这里指英寸，1英寸≈0.0254 m)的大型望远镜，直到1948年，该望远镜才全部完成，历时达15年之久。这便是位于帕洛玛山天文台的世界上著名的海耳5 m望远镜。该望远镜称霸世界达20多年，直到1976年，前苏联在北高加索特殊天体物理台建成6 m的望远镜。这台光学望远镜在当时已经非常先进，但是，令人遗憾的是，它并没有惊天动地的发现。天文学家们的注意力只拘泥于天体发来的星光了。

射电望远镜问世以后，立刻打开了人们的思路，造就了20世纪60年代天体物理学的所谓“四大发现”——星际分子、类星体、宇宙微波背景辐射和脉冲星。没有射电天文学指路，即使已经看到了类星体，也不敢去确认。然而，当类星体发现之后，天文学家们又惊奇地发现，射电辐射并不是类星体专有的物理特性。事实上，大部分的类星体在射电波段的辐射都很弱。当我们把类星体分为射电噪(radio loud)和射电宁静(radio quiet)两类时，属于射电噪的类星体只占类星体总数的10%左右。这样一来，要想发现更多的类星体，仅通过射电方法证认射电源显然是不够的，还必须回过头来使用传统的光学方法。因此，发现类星体靠的是射电技术，寻找类星体还必须依靠光学方法。

2 从颜色差异上去找

类星体，顾名思义，是一种类似恒星的天体。它的样子在照片上与一般的恒星没有区别，也是一个一个的小点源。图2是笔者在室女座天区发现的一批类星体。不难看出，从肉眼上是无法与周围的恒星区分开来的。

那么，天文学家们是如何从茫茫的星海中去寻找类星体的呢？原来，类星体的最大特征表现在它的光谱上。一颗恒星的光谱主要由两部分组成：连续谱和光谱线。连续谱是指光谱强度按波长的分布；光谱线则是分布在连续谱上的一些孤立的谱线，可以是发射型的谱线，也可以是吸收型的谱线。图3是一个典型的类星体光谱，它是由14颗类星体的连续光谱取平均得到的类星体标准谱。连续谱上标出的是一条一条的类星体的发射线。类星体连续谱有一个显著的特征，就是随波长变化非常平滑。尤其是在短波一端，辐射强度Fλ仍然很强，换句话说，在蓝端的辐射很强。我们把这种类型的天体叫做蓝天体，或者叫做紫外超天体。用光学方法寻找类星体，首先就是利用了它的连续谱的这一特性，也就是它和普通恒星在颜色上的差别。

图2 室女座天区的一批类星体(用数字标注者)

图3 类星体标准光谱(红移值从Z＝0.26到Z＝2.86)

天文学上，连续光谱的强度分布特征常用颜色来表示，最常用的是3种颜色：紫外线(U)、蓝色(B)和可见光(V)，对应的中心波长分别为：3650A°、4400A°和5500A°。每一种颜色都可以用星等来表示，即U星等、B星等和V星等。两种颜色的星等差，叫做色指数。有了这些基本概念之后，我们就可以用色指数来寻找类星体。经过不断探测，天文学家发现，只要搜寻色指数UB小于0.4的天体，就可以把大部分类星体包括进来。我们把这种筛选类星体的方法叫做多色方法或色指数方法。

用多色方法寻找类星体的典型例子就是类星体的发现者施密特和他的学生Green。他们用了近十年的时间，对全部北天区(10 714平方度)进行了巡天，共发现了92颗类星体。不过，他们发现的全部是B星等小于16.16等的亮类星体，被视为亮类星体的最完备样品之一。

3 无缝光谱方法

在类星体的标准光谱上有很多的发射线，这些发射线也是用来发现类星体的一个重要手段，我们把这种方法叫做无缝光谱方法。

使用物端棱镜或物端光栅得到天体的无缝光谱已有很长的历史，但直到20世纪70年代才被用于发现类星体。最初的工作是由位于智利的托洛洛山泛美天文台开创的，主要由史密斯和奥斯梅尔两位天文学家进行，他们用一架60 cm的施密特望远镜加上物端棱镜去寻找类星体和发射星系。后来，史密斯从那里回到英国皇家爱丁堡天文台工作。他刚到没多久，笔者也来到了这里，从此就开始了与他的合作研究。

我们用的物端棱镜底片是来自澳大利亚的英澳天文台。用物端棱镜光谱，也就是无缝光谱，怎样寻找类星体呢？我们看一下图4，类星体的光谱中有许多非常强的发射线，其中，最强的氢赖曼α线(Lyα)、电离碳的2条线(CⅡ，CⅢ)和电离镁(MgII)的1条线波长分别为：

在一般的恒星光谱中，这些线处于紫外波段，对于类星体，由于红移，观测到的波长需乘以红移因子，即λ＝λ0(1+Z)。这样，这些谱线会出现在可见光区，刚好被观测到。在无缝光谱底片上，搜寻那些有发射线特征光谱的天体，作为类星体的候选体。将候选体找出来之后，还必须再用大望远镜仔细观测它的光谱，测出其红移值，一颗类星体便宣告“诞生”了。

图4 拍自UK Schmidt望远镜的物端棱镜光谱，中间一颗便是类星体的候选体(光谱中的黑点是发射线，周围的粗黑光谱来自恒星)

熟能生巧，在作者寻找类星体的过程中，对无缝光谱方法做了较深入的探讨。类星体的强发射线都集中在短波段，例如赖曼α线的波长只有1216 A°

，要想出现在3400 A°以远的可见光区，其红移值Z要大于1.80，这便是无缝光谱方法的选择效应，它只对高红移的类星体敏感。笔者发现，除了利用发射线区辨认类星体之外，类星体的连续谱也可以用来与恒星区分。这样找出的类星体就不再受发射线的限制，低红移的类星体也可以发现，因而减少了无缝光谱的选择效应。此外，如何更精确地筛选出所有的类星体，还必须和各种光谱型的恒星进行比对。

实际观测表明，用改进后的无缝光谱方法寻找类星体，成功率非常高。笔者曾与美国著名天文学家阿尔普教授合作，他是当代类星体研究的权威之一。他在其专著《类星体、红移及其争论》一书中写到“中国天文学家何香涛反复搜寻了这些底片，最后在中心区8.1平方度内找到了43颗类星体候选体，我用分光方法观测了其中33颗，结果94%是类星体，这是我所知道的寻找类星体的最高成功率”。

4 海耳天文台

时间倒推到1982年，在爱丁堡天文台工作了一年多后，经过不懈的努力，笔者终于申请到了美国帕洛玛山天文台的5 m望远镜观测机会。那年春天，笔者同爱丁堡天文台副台长坎农博士一道来到美国，开始了寻找类星体的征程。

帕洛玛山位于加利福尼亚州的南部，距离洛杉矶市200多公里。加州是美国最富饶的州之一，气候温暖，物产丰富。汽车行驶在高速公路上，虽然是2月中旬天气，但田野里仍是一片碧绿。一个多小时后，汽车进入山区，森林繁茂，牛羊成群，尤其是大片大片的橘林，满挂着金黄色的柑橘。景象虽然美丽，但并没有引起我们多大的兴趣，因为倒霉的天气总也不放晴，这是眼下我们最担心的事情了。

汽车开始爬帕洛玛山，云雾变得越来越浓。忽然间天气放晴，阳光灿烂，我们都禁不住欢呼起来。原来汽车跨过了云层，再望下去，白茫茫一片云海。

帕洛玛天文台后来被命名为海耳天文台，这是为了纪念美国著名的天体物理学家海耳。海耳的半身塑像被置放在5 m望远镜的入口处。实际上，海耳逝世于1938年，并没有赶上使用这台望远镜。海耳是一位太阳物理学家，他曾发明一种专门用于观测太阳活动的海耳分光镜。由于海耳的名气很大，他又是建造5 m望远镜的倡议人，因此以他的名字命名。5 m望远镜始建于第二次世界大战之前，大战结束，主体工程基本完成。正式投入观测工作是1948年，前后花费了15年时间。光5 m镜面本身的“退火”时间就用了一年多。在美国一直在使用英制，直到今天仍然如此。确切说，该望远镜的直径是200吋，应该是5.08 m，不过在国际上也习惯叫做5 m镜。5 m望远镜建成之后，美国的《时代周刊》专门将它刊登在封面上(图5)，据说将科学内容登在《时代周刊》的封面，这是首次。不仅如此，还为之出了专门的纪念邮票(图6)。这两件珍贵的资料是北京天文台李竞研究员专门提供给笔者的珍藏品。

海耳天文台除了5 m镜以外还有一台1.2 m施密特望远镜，著名的帕洛玛天图就是由这台望远镜拍摄的。天文台占地面积很大，但建筑物很少。办公和观测人员居住的一栋小楼不过20来间房，一个展览室是供游人参观的。这里常年为游人免费开放，在5 m镜圆顶里开辟了一间玻璃房和工作室隔开，游人可以在那里自由参观，看到天文学家们的实际工作。

图5 1948年2月9日出版的美国《时代周刊》封面(封面人物是哈勃，背景是5 m望远镜圆顶)

图6 5 m望远镜的纪念邮票

5 丰硕的成果

5 m镜的主要光路是卡塞格林式的。终端可以直接拍照，也可以接摄谱仪。此外，配有一台折轴式摄谱仪，它占用了两层楼高的一个巨大的房间(图7)，可同时拍几个波段的光谱。几层楼高的一台光谱仪实在是壮观！

图7 室内拍摄的5 m望远镜局部图

目前拍光谱的一套主要仪器是2013年才投入使用的双通道光谱仪。星光从望远镜下来后一分为二：一部分进入蓝照相机，波长从3000～5000；一部分进入红照相机，波长从5000 ～10 000。这套设备不仅工作波段很宽，而且灵敏度也很高，观测一颗19等的类星体，只要露光1000 s就够了。获得这样的灵敏度全仰仗于CCD(电荷耦合器件，用以记录来自天体的辐射，效率高、噪音低)。CCD需要在-200 ℃左右下工作，冷却用的是液氮。向仪器里灌液氮很好玩，就像灌开水一样，掉在地上却和水银一样到处乱滚。这台双通道光谱仪是由欧克教授设计的。欧克教授是一位资深的天文学家，曾建立标准测光系统，在星系团和类星体诸多方面的研究成果蜚声世界。20世纪80年代欧克曾来华讲学，对中国天文台的建设提了许多宝贵的建议。

一切准备工作都做好了，唯一不放心的是天气。果然，晚饭后天气变坏，开始出现了散云，四周变得雾气腾腾。这是最坏的预兆。如果有高云还可以观测，低云和雾气有害望远镜，是绝对不能观测的。宝贵的时间一小时一小时地过去了，一直等到早晨3点多钟，仍然云雾迷漫，我想没有希望了，但欧克教授仍坚持耐心等待。又过了两个小时，我们才只好放弃，第一个晚上就这样白白地等掉了。

望远镜的使用时间表是早已排定的，赶上阴天只有认倒霉。第二个晚上总算老天帮忙，天空一片碧蓝，下午7点半准时打开圆顶，投入了观测。

观测过程的自动化程度很高。要观测的局部天区显示在电视屏幕上，只要把观测对象放在监视屏幕的十字线中心，电子计算机便开始自动导星。两位助手帮助操纵望远镜和给计算机输入数据，观测人员只需把天体的坐标和露光时间等数据告诉他们，在电视屏幕上证实所要观测的对象，整个观测数据便往计算机的磁盘里输送了。

此次观测的是室女座星系团区内的类星体，这些类星体候选体便是笔者在爱丁堡天文台经过几个月的辛勤工作，用无缝光谱方法一个一个地筛选出来的(图8)。

图8 5 m望远镜拍出的类星体光谱(这是红照相机(5000～10 000的原始记录，图中标出的是仪器测量读数和估算出的谱线波长，所有这些谱线还必须与标准谱线波长表加以比对才能确认下来)

第一颗类星体成功了，作为类星体标志的一些特征发射线清楚地显示在另一个电视屏幕上。第二颗类星体又成功了，大家都十分兴奋。坎农博士随即给类星体取名为HOCS(He、Oke、Cannon和Smith四人名字的缩写)，并风趣地说，“这大概是一种鸟吧！”第三天晚上天气不十分理想，两个晚上共确认了13颗类星体。

在所发现的类星体中有1颗光谱结构很特殊，有2颗分别靠近两个星系。特别是Q1222＋131(HOCS12)被星系NGC4374的晕所遮挡，如果能在类星体的光谱里找到属于星系的吸收线，那就可以断定类星体是位于星系的后面，这对于解决类星体的距离问题是很有意义的。实际上，这正是我们这一选题的着眼点之一。

30多年前，做为一名中国天文工作者，能够在5 m望远镜上进行观测，的确是令人激动的。这次观测的成功，极大地提升了笔者的研究境界。此后，笔者又多次来这里观测，并踏上了与美国天文学家的合作之路。

6 结语

科学发展之迅速从类星体研究中得到了充分的证明。类星体发现于1963年，那时，只要找到哪怕一颗类星体，也可以写一篇文章发表。后来，天文学家们在寻找类星体的过程中，逐步发展了各种方法。目前，选择类星体候选体的方法主要有以下几种：①射电方法；②多色方法；③无缝光谱方法；④弱变光天体方法；⑤X射线方法；⑥红外辐射方法；⑦零自行方法。所有这些方法都是先找出类星体的候选体，再进行单星分光观测予以确认。射电方法是最经典的发现类星体的方法。首先寻找射电源，根据射电源的物理特性找出其光学对应体，选出类星体的候选体。多色方法和无缝光谱方法我们已经做了详细的介绍。弱变光天体方法是基于类星体有不规则的光变去寻找。X射线方法和红外辐射方法是基于有些类星体在这些波段上有不寻常的辐射，根据其辐射特征找出相应的光学对应体进行证认。零自行方法最有意思，由于类星体都是银河系之外的非常遥远的天体，不参与银河系的任何运动，因此，从地球上看去，它们应该没有任何的相对运动，也就是孤零零的悬挂在那里。所有的恒星都是银河系里的天体，自然会绕银河系旋转，因此会有自行运动。这样一来，我们找出那些样子像恒星，但没有自行运动的天体，岂不就是类星体了吗？

类星体发现多了，自然要编成类星体表。第一个类星体总表是1977年由赫维特(Hewitt)和贝比奇(Burbidge)合编的，共包括637颗类星体。贝比奇就是前面提到过的大名鼎鼎的天文学家，曾做过美国国立基特峰(Kitt Peak)天文台的台长。赫维特其实不是天文学家，只是他的秘书。后来，他们又编了几次类星体表就停止了。接下来编类星体表的是法国天文学家维隆(Veron)夫妇，他们于2000年编辑的《类星体和活动星系核表》(第9版)，在2011年出版的第13版中，类星体总数达到13 214颗，可见发现类星体的速度之快。事实上，已经发现的类星体远远超过这个数。其中有两家发现大户：一是英澳天文台，他们利用物端棱镜巡天数据，加上2平方度视场(2DF)的光纤光谱仪，已经发现了2万多颗类星体；另一家是美国的斯隆数字巡天(Sloan Digital Sky Survey，简称SDSS)，他们每年发布一批类星体，截至2013年7月的第10批(The Tenth SDSS Data Released)，已经发现了312 303颗类星体。加上目前在天文学家手中，尚未发表的类星体，总数肯定在40万颗以上！

(2014年9月15日收稿)■

The most mysterious object in our universe—Quasar (Ⅱ): Search for Quasars

HE Xiangtao
Department of Astronomy, Beijing Normal University, Beijing 100875, China

Using the radio technics during the second world war, the radio astronomy was rapidly developed after the war. The first quasar was discovered in 1963 according to the identification of 3C catalog. Quasars emit radio in various wavelengths. We can use different methods to find them out. Using the slitless technic I found the first Chinese quasar. Also I was the first Chinese to use the Hale 5 m telescope.

Quasars, Hale 5 m telescope, slitless technic

(编辑：温文)

10.3969/j.issn.0253-9608.2015.03.007

†通信作者，E-mail：xthe@bnu.edu.cn