宇宙大爆炸解说词讲解.docx

宇宙大爆炸解说词讲解.docx

《宇宙大爆炸解说词讲解.docx》由会员分享，可在线阅读，更多相关《宇宙大爆炸解说词讲解.docx（22页珍藏版）》请在冰豆网上搜索。

宇宙大爆炸解说词讲解

中央电视台[探索发现]科普电视片《宇宙大爆炸》（解说词记录）4-1

2006年12月3日瑞典斯德哥尔摩瑞典皇家科学院宣布，将本年度诺贝尔物理学奖授予美国科学家约翰·马瑟和乔治·斯穆特，以表彰他们发现了宇宙微波背景辐射的黑体谱形及其温度在空间不同方向的微小变化，他们用COBE卫星进行的精确观测为宇宙起源的大爆炸理论提供了有力支持。

大爆炸理论的确立终于使人们对宇宙的起源有了接近一致的认识。

什么是大爆炸？

关于宇宙的起源人类在认知上又经历了怎样的历程呢？

第一集何处是中心

我们在宇宙中处于怎样的位置？

宇宙有没有起源？

如果有，它怎样起源？

几千年来人类观察宇宙的手段，从肉眼发展到望远镜和人造卫星……视野从太阳系扩展到银河系和河外星系，而对宇宙的认识则经历了蒙昧时期的神话、古代哲人的猜测、文艺复兴以来的科学革命，直到20世纪现代宇宙学的诞生。

这是一张现代宇宙学的标准模型图。

这个大爆炸的理论认为，约140亿年前宇宙从极端高温高密的一个点起源，随着体积的膨胀和温度的下降，以质子、中子等基本粒子形态存在的物质，首先结合形成氘、氚、氦等较轻的元素。

随后进一步冷却形成恒星。

在恒星内部合成碳、氧、硅、铁等更重的元素，再抛射到周围形成行星。

最后在如地球这样条件适合的行星上演化出生命，成为目前的宇宙。

宇宙有一个开端的想法并不新鲜。

圣经中就描绘了上帝用七天创造世界的故事。

三国时徐整所著的《三五历记》记录了盘古开天辟地的神话。

徐整在《三五历记》中说：

“未有天地之时，混沌状如鸡子，盘古生其中一万八千岁。

天地开辟，阳清为天，阴浊为地。

”天每日升高一丈，地每日下沉一丈，盘古在中间每日长高一丈。

这样过了一万八千年，天变得非常高，地变得非常深，天地之间相隔九万里。

“当然这些数据是没有什么科学根据，是一种想象。

但是从观念上来讲它有一个膨胀的速度，地是在膨胀的。

而且有一个时间，有一个天地的年龄是一万八千年。

现在天和地有多远呢？

九万里，还有数据。

这种观念跟我们现在的大爆炸学说是非常一致的。

”

公元前五世纪爱琴海的萨摩斯岛上有一位发明了几何学中勾股定理的数学天才毕达哥拉斯。

毕达哥拉斯从球形是最完美几何体的观点出发，认为大地是球形的，而且所有天体都是球形，它们的运动是匀速圆周运动。

地球处于宇宙的中心，周围是空气和云，往外是太阳、月亮、行星做匀速圆周运动的地方，再外是恒星所在之处，最外面是永不熄灭的天火。

毕达哥拉斯的宇宙模型，并没有说明地球有多大，日、月、星辰离地球有多远？

最早根据实测数据算出地球大小的人，是公元前三世纪的希腊天文学家埃拉托西尼。

埃拉托西尼生活的地方是埃及的亚历山大港。

“埃拉托西尼他当时已经知道地球是球形的。

他听说在阿斯旺附近有一口深井，在每年夏至的时候太阳光可以直接射到这个井的底部，这说明太阳光在当地是垂直入射的。

然后他就在亚历山大，这是埃及北方的一个城市，找了一个方尖塔。

他在夏至的那一天测量了斜入射的太阳光与垂直于当地地面的方尖塔之间的角度。

这个角度实际上就是从阿斯旺到亚历山大这一段距离，相当于地球的一段弧长，这一段弧长所对应的圆心角那个度数。

当时他测得的是7度多一点，也就是说相当于一个圆周角的大约50分之一，就是360度的50分之一。

那这样这一段弧长，也就是说从阿斯旺到亚历山大的距离，也就相当于地球周长的50分之一。

这样，如果他知道了从阿斯旺到亚历山大的距离，他（将这个距离）乘以50，那就是地球的周长。

埃拉托西尼的结果呢，相当于3万9千多千米，跟我们现在知道的4万千米几乎相差无几。

”

月球离地球有多远呢？

当时希腊人已经猜测到月食是因为地球走到太阳与月球之间而引起的。

出生于萨摩斯岛的阿利斯塔克提出测量月食时掠过月面的地影与月球的相对大小，利用几何学方法可以算出以地球直径为单位的地球至月球的距离。

依巴谷得出依巴谷重复了这项工作。

年古希腊又出了一位叫依巴谷的天文学家。

150公元前

地球到月球距离是地球直径的30倍。

根据埃拉托西尼求得的地球直径计算，月球到地球的距离约等于38万公里。

他还同时得出了地球与太阳的距离。

“他知道在月球，它的一半儿被太阳光照亮的时候，也就是我们所说的弦月的时候，在这个时候，地球、月球和太阳组成一个直角三角形。

那么地球到月球之间呢，相当于一个短的直角边，地球到太阳之间呢，相当于一条斜边。

他利用这个三角关系，他测得的结果是87度。

实际上那个夹角应该是89度还要多，非常接近于90度。

所以说他的结果，地球到太阳的距离是地球到月球距离的19倍，这个跟现代的结果是差了很多的。

所以说，这样实际上就是说已经知道，既然它很远，所以太阳就是个很大的天体。

所以说，不大可能出现这种情况，一个很大的天体围绕着一个很小的天体来运行。

只能是一个小的天体围绕一个大的天体来运行。

所以这里面已经隐含了日心说这样的概念。

”

公元140年埃及的亚历山大城里出了一位希腊裔的天文学家，他的名字叫托勒密。

他提出了一个完整的地心体系。

“托勒密就把每个看见的这七个天体，日、月、金木水火土七个天体都认为它们是沿着各自对离地球不同距离的这个各自的轨道，沿轨道，然后大家都是东升西落，都是顺时针方向运转。

但是怎么解释它们还有的时候，还每天，还逐日的，还从西往东走呢？

而且大家走的速度又不完全一样呢？

那么他们托勒密为了要解释观察到的天体的运动，就把它们围绕着地（球）运转的轨道称之为本轮。

为了要更好地描述它们，除了从东往西，而且它还在天球上，还又有从西往东，而且又有停，又有快速的运动，不同速度的运动，所以他们就以每个天体的本轮之上，又有一个在本轮上头又有一个小圈，叫做均轮。

除了沿着本轮运动，它还在那个小圈上打转。

这个就是被认为是托勒密的地心说。

他用本轮，天体的本轮跟均轮来解释，很好地解释了天体的运动。

”

然而到十六世纪的时候，有一个人站出来表达了相反的观点。

他认为是地球绕太阳，而不是太阳绕地球旋转。

这个勇敢的人就是波兰天文学家尼古拉·哥白尼。

“他认为宇宙应该是简单的、和谐的，而弄成了极端复杂的，不是一般复杂，极端复杂的本轮跟均轮，他认为不符合于宇宙的本原。

他提出了一个非常大胆的一个理念，就是如果宇宙的中心不是大地，换一下，如果把太阳搁在中间，包括大地在内的都变成了围太阳运转，以原轨道逆时针方向运转的，其他的五个大行星，加上地球，加上月亮，都变成了围绕着太阳运转。

而月亮不仅围绕着太阳运转，而且首先围绕着地球运转。

如果是这样的话，完全不需要均轮。

”

诚如后人所说,哥白尼的日心体系改写了托勒密延续千年的宇宙模型，开启了宇宙学革命性的一刻。

然而哥白尼仍然沿袭了托勒密体系中行星以匀速做圆周运动的思想。

哥白尼死后66年，德国天文学家开普勒为太阳中心说找到了新的证据。

1609年开普勒在《新天文学》一书中宣布，他用丹麦天文学家第谷留下的精密观测资料，发现行星是沿着椭圆轨道围绕太阳运动。

开普勒的发现打破了天体必须做匀速圆周运动的传统观点，并彻底消除了哥白尼体系中的本轮和均轮。

几乎与此同时，另一位科学家的发现宣告了地心说的终结。

1609年底的一天，意大利物理学家伽利略听说市场上在出售一件有趣的东西——一根镶有玻璃片的管子，这件被当成玩具出售的东西出自荷兰。

伽利略把这件玩具改装成一架口径4.4厘米、长1.2米、放大率32倍的望远镜。

他开始用望远镜来观察天体。

“他首先观测了一些太阳啊、月亮啊这些比较近的天体。

他就看见太阳上面有黑子，有黑点。

月亮上面是有一些环形山，还有一些陡峭的峡谷。

这样就和平常过去认为这个天体都是非常光滑、是浑圆的，所以这样是很完美的，那么这样看起来实际上天体并不那么完美。

这时候跟传统的观念有很大的不同了。

所以伽利略就怀疑这些传统观念是不是对？

”伽利略接着开始观察水星与火星，最终他被木星吸引住了。

从1610年1月起伽利略连续观察木星。

他有了一个惊人的发现，伽利略看到在木星周围有四个暗弱的星体在围绕着它运转。

这四颗卫星后来被称为伽利略卫星。

它们的发现宣告了托地因为人类第一次发现了有天体围绕着不是地球的行星在运行。

勒密地心宇宙体系的终结。

．

球是宇宙中心的说法再也说不通了。

自伽利略发明望远镜后，对宇宙的观测便日新月异。

望远镜能够发展到今天的水平，还得感谢牛顿对它的改进。

牛顿生于1642年。

1661年他离开家乡伍尔索普前往剑桥大学三一学院，于1665年毕业。

随后的18个月他回到家乡躲避瘟疫，研习数学，发明了微积分。

1667年牛顿回到剑桥，于次年成为剑桥大学卢卡斯数学教授。

不久牛顿着手对伽利略的望远镜进行了改良。

他在里面加了一片平面的反光镜，这使得镜筒变短，并观察到更清晰的图象。

后来巨型的望远镜就是在此基础上发展起来的。

正是这项发明引起了皇家学会对牛顿工作的注意。

已经得享大名的牛顿开始思考运动定律以及物体如何移动的问题。

“伽利略和开普勒的研究结果，都支持哥白尼的学说，但是哥白尼的学说还有一个没有解决的问题，就是究竟是什么原因维持着这些天体的运动？

开普勒曾经猜想，也许是磁力造成的这种运动。

但是真正解决这个问题的是牛顿。

牛顿认为可能支持这种运动的是重力，也就是比如说地球对地球上的物体的一种往下的一个很强的牵引力。

”这个重力就是万有引力。

由于万有引力，一个大质量的物体才可以把一个较小的物体吸引到自身上来。

所以苹果才会从树上落下来。

“牛顿把他的理论应用于天体的研究。

他发现包括月球和行星的运动都可以通过严格的数学计算和推导得出来。

这样他就终于证实万有引力是维持天体运动的原因。

这些结果发表在他的《自然哲学的数学原理》一书中。

从此日心说的建立就有了坚实的理论基础。

”

托勒密的宇宙模型到牛顿时被彻底抹去了。

牛顿认为是万有引力支配着宇宙，也是万有引力使得人能够站在移动的地球上。

万有引力让宇宙中所有的行星保持运动，宇宙也因此而永恒不变。

17至18世纪望远镜性能有了长足的进步，天体方位的测量精度提高了几十倍。

1716年英国天文学家哈雷提出利用金星凌日的机会来测量太阳和地球的距离，方法是当金星走到太阳与地球之间时，从地球上不同的两个地方同时观测金星投射到太阳圆面两点的轨迹，由此即可推算出太阳与地球的距离。

可惜金星凌日十分罕见。

直到1772年法国天文学家潘格雷在分析了1769年金星凌日时，各国天文学家的全部观测资料后得出太阳与地球的距离为1.5亿公里，才实现了这一设想。

得知太阳和地球的距离以后，测算恒星距离的想法也因而产生。

用什么样的方法才能测出遥远恒星的距离呢？

最早尝试的一个人是伽利略。

“恒星看来离我们非常之远，远比行星要远得多。

但是究竟有多远呢？

我们能不能测定它的距离呢？

他认为是可能的。

他提出一个方法来。

由于地球围绕着太阳运转，如果我们把地球围绕着太阳运转的轨道两端作为两个观测点。

在这端去观测一下我所要的恒星，半年之后再到这端再看那颗星，他就会在遥远更远的恒星背景上看到这颗星有移动，这就是三角测量。

”

这个方法原理虽然简单，但由于恒星距离太远，实测非常困难。

许多天文学家多次努力都未获成功。

直到1836年以后，三位不同国籍的天文学家才根据伽利略的方法成功地对恒星距离进行了测算。

然而一开始他们遇到的难题和前人一样，那就是天上的恒星很多，应该选择哪颗恒星才更方便测算呢？

“他们选的对象是这样子，他们就说，如果天上的恒星，本身的亮度也就叫光度差不多，大家都是譬如说，你是100瓦灯泡，它也是100瓦灯泡，大家本身的光度差不多，那么谁最近，谁就更亮。

因此它们就在天上选了比较亮的星。

认为比较亮的星可能是更近、更容易测。

”

这三位天文学家当中有一个俄国人，名叫斯特鲁维。

斯特鲁维用一台德国光学家夫朗和费制作的高品质望远镜对星空进行观测，他发现哪颗恒星移动的位置最大就表明它离我们最近，光度也越亮，观测的精度也最高。

斯特鲁维将望远镜对准了织女星和邻近一颗暗星的相对位置，他测出织女星的视差为0.125角秒,所谓角秒即是以地球为直径进行三角测量时在不同万倍，这称20角秒视差对应的距离是太阳到地球距离的1位置和时间所得出的角度距离。

．

为1秒差距。

离我们最近的恒星视差为0.76角秒,距离