發現自然之美 諾貝爾物理獎1974

20 世紀60 年代天文學有四項非常重要的發現：脈衝星、類星體、宇宙微波背景輻射以及星際有機分子，它們被稱為「四大發現」。這四項發現都與無線電波望遠鏡有關，所以不意外地，1974 年的諾貝爾物理學頒給兩位英國天文物理學家，馬丁· 賴爾（Martin Ryle，1918-1984）與安東尼·休伊什（Antony Hewish，1924-2021）。得獎的理由是「他們在無線電天文物理學的開創性研究：賴爾的發明和觀測，特別是合成孔徑技術；休伊什是發現脈衝星方面的關鍵性角色」。這也是諾貝爾物理獎第一次頒給專業的天文學家。

無線電天文學就是利用波長比紅外線長的電磁波來探測天象。早在1930 年代的早期，美國貝爾電話公司的一位工程師，卡爾· 央斯基（Karl Guthe Jansky，1905-1950）使用巨大的定向天線，研究越洋無線電話的聲音在短波上受到的靜電干擾。他注意到紙帶記錄器記錄了來源不明，但是持續重複類比訊號。

由於這個訊號每天有一個峰值，因此央斯基起初懷疑，這個訊號是從太陽來的。但是更精確的分析顯示，是以23 小時56 分的週期重覆著，這顯示來源是一個固定在天球上的天體，因為若是以遠方恆星為基準，地球自轉的周期正是23 小時56 分，如果是以太陽為基準，考慮地球公轉的效應，周期才是24 小時。這個訊號與恆星時同步轉動。這個意外的發現是無線電天文學的開端。

但是無線電天文學的發展，一開始並不順利。由於天文望遠鏡的極限解析度取決於望遠鏡的口徑和觀測所用的波長。口徑越大，波長越短，解析度越高。由於無線電波的波長要遠遠大於可見光的波長，因此電波望遠鏡的解析度遠遠低於相同口徑的光學望遠鏡，而電波望遠鏡的口徑總是有限。這在無線電天文學誕生的初期，嚴重地限制無線電天文學的發展。

無線電干涉儀就是為了克服這個困難而出現的觀測利器，它的原理是利用無線電天文望遠鏡記錄下波的相位資訊，通過波的干涉原理，將多台電波望遠鏡的觀測資料進行相干計算，就可以得到更高的解析度。理論上，無線電干涉儀在某一方向上能達到的最佳解析度取決於該方向上相距最遠的兩台望遠鏡的距離。它的使用，不僅可以使得無線電天文觀測所能達到的解析度超過光學望遠鏡，也能通過建立電波望遠鏡陣列來增加觀測靈敏度，突破了無線電波望遠鏡單一面鏡的口徑限制。它的發明開啟了天文觀測的新紀元，所以很快就得到諾貝爾獎的肯定。

第一位得主，馬丁賴爾出生在布萊頓，在牛津大學基督教堂學院學習物理。1939 年，賴爾與電信研究機構（TRE）合作，在二戰期間研究與設計機載雷達與天線。戰後，他獲得卡文狄希實驗室的獎學金。賴爾在劍橋的早期工作主要是來自太陽的無線電波。1946 年賴爾與馮堡（D.D. Vonberg）首度發表了無線電波的天文干涉儀概念。賴爾繼續發展這個概念，指導劍橋無線電波天文小組製作了幾個重要的無線電源目錄。其中一個目錄，即1959 年的第三版劍橋無線電源目錄（3C）幫助發現了第一個準恆星物體（quasi-stellar radio sources，簡稱類星體）。類星體是非常遙遠，推算起來異常明亮的天文學觀測對象，它在光學波段、紫外波段、X 射線波段都有很強的輻射。但是最初的類星體都是在無線電波段發現的。

逐漸地，他成為創建和改進天文干涉測量和孔徑合成的主要推手，卡文狄希實驗室在主任布拉格爵士的支持下，成為無線電波天文學的重鎮。無線電波天文數據品質也得到大規模地升級。賴爾於1957 年成為馬拉德無線電波天文台主任，並於1959 年成為劍橋的無線電波天文學教授。

賴爾和他的同事還建構了一維干涉儀。它背後的概念就是利用地球的自轉讓一台望遠鏡繞另一台望遠鏡，兩者一起觀察同一個對象。通過將多個基線與不同的間距，靈敏度大大提高。賴爾和安· 內維爾（Ann C Neville）在1962 年使用4C 望遠鏡系統創造了第一個北天極區域的全二維地圖，就是使用地球自轉合成技術。

而劍橋一英里望遠鏡（OMT）則是實現了完全可控的孔徑合成無線電波望遠鏡。它需要在電子學、路徑補償和計算方面進行大量創新。新一代電子計算機對於執行傅里葉變換以將干涉數據轉換為二維圖至關重要。

賴爾於1966 年被封為爵士，並於1972 年至1982 年擔任皇家天文學家。賴爾於1984 年病逝於劍橋，享年六十六。

另一位得主，安東尼· 休伊什，生於英格蘭康沃爾郡福伊，他在劍橋岡維爾和凱斯學院的學士學位因第二次世界大戰而中斷。他被分配到皇家飛機研究所服役，並在電信研究所與賴爾一起工作。1946 年，休伊什返回劍橋大學完成了學士學位，並加入卡文迪許實驗室賴爾研究團隊。他於1952 年獲得博士學位。休伊什提議建造一個大型相控陣無線電波望遠鏡，該望遠鏡可用於以高時間分辨率進行勘測，主要用於研究行星際閃爍。1965 年，他獲得了資金來構建行星際閃爍陣列，位於劍橋郊外的馬拉德天文台（MRAO）。它於1967 年完工。沒多久，休伊什的一名博士生，24 歲的喬絲琳· 貝爾（Jocelyn Bell，婚後冠夫姓，成為 Jocelyn Bell Burnell）在檢視無線電波望遠鏡所收到的信號時，無意中發現了一些有規律的脈衝信號，它們的周期十分穩定，為1.337 秒。起初她以為這是外星人（代號「小綠人」，Little Green Man，LGM）發來的信號，但在接下來不到半年的時間裡，又陸陸續續發現了數個這樣的脈衝信號。後來人們確認這是一類新的天體，並把它命名為「脈衝星」。

事實上，1967 年，在發現脈衝星之前不久，弗蘭科· 帕西尼（Franco Pacini）就主張了一個旋轉，且具有磁場的中子星，（更早之前，洛德韋克·沃爾徹（Lodewijk Woltjer）在1964 年曾提出，這樣的中子星可能包含的磁場高達1014 到1016 高斯。）會發出輻射，因為擁有強大的磁場的中子星，運動的帶電粒子發出同步輻射，形成與中子星一起轉動的無線電波束。由於中子星的自轉軸和磁軸一般並不重合，每當無線電波束掃過地球時，就接收到一個脈衝。他們甚至指出這種能量可以被泵送到中子星周圍的超新星殘骸中，例如蟹狀星雲。當時他們認為超新星爆炸後會留下一個主要由中子組成的小而密集的恆星。

什麼是中子星呢？原來恆星在演化末期，缺乏繼續燃燒所需要的核反應原料，內部輻射壓降低，由於其自身的引力作用逐漸坍縮。質量不夠大（約數倍太陽質量）的恆星坍縮後依靠電子簡併壓力與引力相抗衡，成為白矮星，而在質量比這還大的恆星裡面，電子被壓入原子核，形成中子，這時候恆星依靠中子的簡併壓與引力保持平衡，這就是中子星。沃爾特· 巴德（Walter Baade）和弗里茨· 茲威基（Fritz Zwicky）於1934 年首次提出，它是第一種被觀測前就被提出可能存在的星體。

典型中子星的半徑只有幾公里到十幾公里，質量卻在1-2 倍太陽質量之間，因此其密度可以達到每立方厘米上億噸。由於恆星在坍縮的時候角動量守恆，坍縮成半徑很小的中子星後自轉速度往往非常快。又因為恆星磁場的磁軸與自轉軸通常不平行，有的夾角甚至達到90 度，而電磁波只能從磁極的位置發射出來，形成圓錐形的輻射區。

喬絲琳· 貝爾的發現公布後不久，美國物理學家賴福拉斯（Richard V. E. Lovelace）與合作者於1968 年11 月10 日一起使用阿雷西博天文台發現了蟹狀星雲脈衝星的周期≈ 33 ms。蟹狀星雲脈衝星的發現證實了脈衝星的確是旋轉的中子星。蟹狀星雲脈衝星（PSR B0531+21）之所以如此命名，是因為它位於蟹狀星雲的中心，而且與1933 年對巴德（Baade）和茲威基（Zwicky）的預測一致。它是超新星SN 1054 的殘骸，在宋代和阿拉伯的天文學家在史書中對這顆星留下了詳細的記錄。

安東尼· 休伊什於2021 年九月過世，享壽九十七。而沒有得到諾貝爾獎的喬絲琳· 貝爾則在同年得到英國皇家學會的最高榮譽—科普利獎，她是有史以來第二位女性得主。無線電波天文學發展神速，現在已經成為顯學。前陣子的事件視界望遠鏡（Event Horizon Telescope，ETH）發表全球第一張M87 星系黑洞照片，引起全球天文學界以及愛好者的黑洞研究狂熱，就是其中一項功績。

安東尼· 休伊什 (by Nobel fundation)	馬丁· 賴爾 (by Nobel fundation)