用中学生能听懂的语言讲2019诺贝尔物理奖（下）：太阳系外行星的探索 | 众妙之门
10月8日，诺贝尔物理学奖的一半共同授予了瑞士天文学家米歇尔·马约尔（Michel Mayor）和迪迪埃·奎洛兹（Didier Queloz），以奖励他们“发现了围绕类太阳型恒星运行的行星”。到目前为止，人类已经发现了大量系外行星，它们有类似地球的岩石行星，也有类似木星的气态巨行星，有些有大气，有些可能有液态水，还有很多与我们熟知的太阳系行星非常不同。对系外行星的探索改变了人类对我们在宇宙中所处位置的认知。
今天的文章是加州州立大学旧金山分校物理与天文系满威宁教授对2019年诺贝尔物理学奖科普的下篇，在上篇《用中学生能听懂的语言讲2019诺贝尔物理奖（上）：宇宙从哪里来，到哪里去？》中，她介绍了宇宙的历史和演化。而在这篇文章中，她将详细介绍搜寻太阳系外行星的结果，具体方法和物理原理，继续带我们探索我们是谁，我们在哪里。
撰文 | 满威宁（加州州立大学旧金山分校物理与天文系终身教授）
又到了每年10月尽可能通俗地给大家介绍诺贝尔物理学奖的时间。我希望尽量用贴近中学物理的语言，讲清楚这些得诺贝尔物理学奖的工作做了什么，为什么要做，怎么做的，有什么结果和展望。
2019年诺贝尔物理学奖一半颁给美国普林斯顿大学的詹姆斯·皮布尔斯（James Peebles），“奖励他在物理宇宙学的理论发现”，另一半则共同授予了瑞士天文学家米歇尔·马约尔（Michel Mayor）和迪迪埃·奎洛兹（Didier Queloz）师徒，以奖励他们“发现太阳系之外别的恒星的行星”。
这是非常特殊的一年，因为这两项工作涉及的领域相距甚远，一个研究浩瀚宇宙的发展历史，一个寻找太阳系外的行星，而宇宙物理学和天文物理学在业内其实是完全不同的两个领域。虽然这样的组合十分罕见，但关于获奖原因还是可以合并在这句致辞里：以奖励他们“为人类对宇宙演化和地球在宇宙中的位置的理解做出的贡献”。是的，重要的是这两项工作深刻地改变了人类对世界的认知。
庄子说，“井蛙不可以语于海者，拘于虚也；夏虫不可以语于冰者，笃于时也。”感谢人类两千年科学史上那些智慧的灵魂，帮我们在短暂的生命中看到了那么遥远的过去和未来。
“我们是谁？我们从哪里来，我们要到哪里去?” 或许上一篇文章《用中学生能听懂的语言讲2019诺贝尔物理奖（上）：宇宙从哪里来，到哪里去？》可以帮助你稍微了解一点宇宙从哪里来。
而这一篇，我们从地球出发，详细介绍科学家们寻找太阳系外行星（Exoplanet）的具体方法，以及已经寻找到了什么。“我们是谁，我们在哪里? ” 我们的太阳系、我们的地球是特别的吗？是独一无二的吗？
在哥白尼（1473-1543）推翻地心说倡导日心说之后，布鲁诺（1548-1600）提出太阳也不是宇宙的中心，太阳只是很多恒星中的一颗，宇宙是无限的，没有中心。在上篇文章我们讲过，银河系是宇宙亿万个星系中很平凡的一个，而银河系里面有上千亿颗恒星，太阳只是其中的沧海一粟。
几百年来，一些哲学家和科学家推测太阳系之外有行星存在，另一些哲学家和科学家认为地球上适合生命的种种条件加在一起发生的概率是那么小，或许地球和太阳系真的是独一无二的。很久以来人类没有办法知道，行星是不是普遍存在，别的恒星的行星与太阳系的行星相似度又如何，适合生命生存的地球又到底有多罕见。
离太阳系最近的恒星，半人马座的比邻星属于一个三恒星系统（科幻小说《三体》里三个太阳的灵感来源），距离我们4.3光年远，这个距离光要花4.3年才能走过。人类制造的最快的飞行器旅行者一号，自1977年发射以来，早已飞出太阳系，它保持６万１千多公里每小时的速度，都还要飞73600年才能完成4.3光年的距离。璀璨的漫天繁星距离我们实在是太远了，就算它们有行星，但行星不发光，又比恒星小得多，直接用望远镜观察是很难看到的。
那怎么办呢？怎样才能通过观测遥远的恒星星光去找出它们附近暗藏的行星？这真是个天大的难题，人们曾经应用本文后面提到的方法努力了很多年都没有任何收获，到了上个世纪九十年代初期，人们甚至觉得可能永远也不会找到太阳系外的行星了（不要忘了那时计算机等工具还很落后）。
当时有一种解释在天文学界比较有市场：多颗恒星通常在星云里成簇地诞生，而越靠近星云中心的恒星往往质量越大。恒星质量越大，引力越强，核聚变越剧烈，寿命越短。大质量恒星往往几百万年内就几乎耗尽，发生超新星爆发。超新星爆发可以把恒星的一部分质量以十分之一光速抛出去，并发出强大的激波，足以撕碎和推开围绕恒星周围的旋转盘内的一切，扫荡干净本来有可能形成行星的物质。而太阳诞生时可能处于团簇的边缘，质量又不很大，寿命超过百亿年，周围因太阳引力围绕太阳旋转的物质有足够长的时间和机会演化成大大小小的行星。所以说有可能太阳系和行星系统是很罕见的。
甚至在太阳系外的行星被发现之后的好几年，仍然会遭到天文界的反复质疑，直到大量由不同观测方法相互佐证的行星被发现，才得到业界认可。而直到观测确认太阳系附近几乎每个恒星都有行星，人们才彻底接受事实：我们的太阳系并不罕见，更不唯一。
本文主要给大家介绍科学家用哪些方法探测和发现太阳系外的行星，以及相关的物理原理。我们将详细讨论以下这些问题：
马约尔和奎洛兹师徒因为在1995年发现了太阳系外第一颗属于主序星（类似于太阳的恒星）的行星，而获得2019年诺贝尔物理奖的一半。
其实在1992年，波兰天文学家亚历山大·沃尔兹森（Aleksander Wolszczan）已经发现了第一颗太阳系外的行星，不过它属于一颗脉冲星，脉冲星与类似太阳的主序星完全不同。
在上一篇文中已经提到，温度越高的物体电磁波辐射的频率越高，波长越短。太阳的辐射包括所有频率的电磁波，因为它表面温度接近6000摄氏度，辐射的峰值频率在绿光的范围。我们习惯的白色就是从红到紫的可见光的混合，是人类基于太阳辐射的中心频率波段进化出的视觉范围。下面这张图的纵坐标代表恒星光度与太阳光度的比值，横坐标朝右代表温度降低。
恒星的分类
我们可以通过这张图大致了解，大小不同的主序星都嵌在图中的主序带中，包括右下角又小又暗、偏低温的红矮星，中部类似太阳的恒星，和左上角又大又亮、偏蓝的更高温的恒星。主序星的亮度和温度有明显的关联，温度越高亮度越高，颜色越蓝（光谱中心频率越高）。而右上角的红巨星和红超巨星体积庞大，亮度大，温度却偏低，所以光谱偏红。左下角显示的白矮星则体积非常小，亮度也小，温度却较高。
恒星的演化 | 图片来源 ：wikipedia
从这个图中可以看到不同质量恒星可能的生命轨迹。一般恒星在其青壮年时期是主序星，比如我们现在的太阳。不同质量的恒星从星云中诞生。中等质量的恒星包括我们的太阳寿命很长，在核聚变反应中耗尽了氢原子核以后会经历红巨星，再到白矮星甚至黑矮星的过程。而大质量的主序星随着核聚变原料的消耗，会比较短命地离开主序星队伍，经过红超巨星阶段和超新星爆发，最终坍缩成黑洞或者密度极大的中子星、脉冲星。脉冲星是高速旋转的中子星，伴随它的自转，我们能周期性地接收到它的电磁波脉冲。
到目前为止，探测太阳系外行星的方法主要有: 多普勒速率法、凌日法、凌日时间变分法、直接影像法等等。其中多普勒速率法和凌日法最为有效。
另外脉冲星计时法也可以用来发现脉冲星的行星。通过分析脉冲星的脉冲周期的变化，可以发现影响它们运动的行星。比如1992年沃尔兹森就已经用这个方法发现了第一个太阳系外行星，脉冲星行星 PSR B1257+12 b，但这个方法不能用于类似太阳的主序星。
人们想知道自己在宇宙中是否孤独，所以更渴望、更在乎寻找位于主序星的宜居带的行星，或许这就是为什么沃尔兹森没能共享这次的诺贝尔奖。因为脉冲星是爆发过的、塌缩后的高密度高辐射中子星，他们的周围是超新星爆发清空的巨大空间。所以脉冲星居然有行星是非常颠覆人们的认知的。之后沃尔兹森发现这颗脉冲星PSR B1257+12有好几个行星，存在行星系，物理意义重大。脉冲星的发现和脉冲双星的发现曾分别获得诺贝尔物理奖。最早发现和确认太阳系外行星的沃尔兹森没能分享关于系外行星探索的诺贝尔奖也是一种遗憾。
下面重点介绍本次获奖工作使用的多普勒径向速率探测法，和迄今发现系外行星数量最多的凌日法（占总数的74%）。
中小学生都可以在家里用一个简单的实验来理解多普勒效应产生的原理。准备一大盆水，在水面上连续匀速地用手指敲击，我们会得到均匀传播开的水波纹。
而如果一边连续敲击水面，一边往前移动手指，就会发现水波不再均匀对称地朝四周扩散，而是波源前方的波长会被压缩，波源后方的波长会被展宽。
换句话说，如果观测者站在波源前进的前方，会遭遇更密集的波峰，所观测到的波峰与波峰之间的时间间隔（周期）更短，观测到的频率更高。而如果观测者站在波源后方，波源正在远离，波长被展宽，观测者就会遭遇更稀疏的波，观测到的时间间隔（周期）变长，频率变低。这就是多普勒效应。
救护车或火车鸣着笛呼啸而来时，我们听到的音调更高（频率高），一旦救护车或者火车扬长而去时，我们听到的鸣笛声音就更低沉（频率低）。
波源运动的速度越快，这种频率变化效应也就越明显。通过比较静止波源的频率与探测到的频率之间的改变，就可以计算出波源沿着观测者的视线方向（径向）靠近或者远离的速度。
这样的多普勒技术被广泛地用来测量各种尺度的物体的运动速度。即使这个运动物体本身不发射任何波，也可以通过它们反射波的多普勒频率的改变量来测量它们的速度。比如在街头远距离无接触测量车速，在“彩色B超”中测量血管内血液流速，测量台风中心前进的速度和方向，这些都是利用多普勒效应。
刚才这些解释是利用水波或者声波来形象地阐述多普勒原理，而类似的多普勒效应也会在光波（电磁波）传播时发生: 当波源靠近的时候观测到的频率变高，当波源远离的时候观测到的频率变低。频率变化的程度由沿着观测者的视线方向（径向）的速度决定。当光源径向速度远小于光速时，这个频率变化是极其微小和不易察觉的。比如当光源的径向速度是光速的千万分之一时（30米每秒），多普勒效应的频率和波长分别只改变千万分之一。
汞灯透过光栅的照片 | 图片来源：作者
另外，原子内部电子轨道能级的能量差是固定的，它们对应频率精确固定的光谱，也就是说比如氢原子在静止时会吸收和发射什么频率的光是固定和已知的。比如在上图中透过一个简单的光栅看汞灯，汞原子光谱里面不同颜色（频率）的谱线就清晰可见。
氢原子吸收谱线的多普勒移动。| 图片来源：LibreTexts
高温的恒星发出所有频率的连续光谱时，其富含的成分比如氢，会吸收掉特定频率的一部分光。上图中部的几条黑线就代表氢原子静止时的吸收光谱。当发光天体远离我们运动的时候，我们观测到的那个天体的氢原子吸收光谱的频率会因多普勒效应而改变，这些黑线会发生朝右的红移。当天体朝向我们运动时，这些氢原子吸收光谱的黑线会发生朝左的蓝移。通过比较发光天体的光谱与静止原子光谱之间的细微频率差异，就可以精确计算发光天体相对观测者（地球）的径向运动速度。
另外值得一提的是，天体自身运动导致的被观测频率的多普勒改变与上一篇提到的因宇宙空间膨胀而产生的哈勃红移不一样。前者根据运动方向可以有蓝移或者红移，后者因为宇宙空间本身的膨胀而只有红移。
太阳系所有的行星加起来，也只相当于太阳质量的千分之一点四。所以太阳系的行星围绕太阳运转的时候，我们似乎总觉得太阳是个不动的“中心”，是不受行星运动影响的。
而事实上，行星运动可能对恒星产生什么样的影响呢？
根据牛顿第三定律，两个物体之间的作用力和反作用力大小相等、方向相反，而且这样的内部力量不会影响这个系统整体的质心运动。因此，由于惯性，如果没有外力的干扰，旋转的系统会围绕系统的质心一直旋转，而质心不动。
当两个球相隔一定的距离，如果这两个球质量相等，它们的质心在两个球心连线的中点。如果其中一个球比另外一个球重，质心就向重的那个球偏移。两个球都围绕这个共同的质心旋转，周期相同。天体里的双星系统（很近的两个恒星）通常会这样运动。
双球系统的圆轨道和椭圆轨道。| 图片来源：Ohio State Univ.
而当其中一个质量比另一个大得多的时候，系统的质心会进入到大球内部，大球围绕质心的运动幅度和速度会比小球的小很多。
极端情况下当其中一个球的质量相对另一个来说是九牛一毛、微乎其微的时候，整个系统的质心紧挨着大球的中心。两个球围绕系统质心运动时，看起来是小球在围绕大球中心转，大球好像没动。我们熟知的太阳与它的行星看起来就像这样。
事实上，不仅仅是大球对小球的吸引力拉着小球在转圈，小球对大球有同样大的吸引力，也会拉着大球转圈，只是大球旋转的幅度和速度要小很多。仅仅通过牛顿第三定律或者说动量守恒定律，就可以推导出，因为太阳质量是木星质量的1047倍，木星导致的太阳旋转的速度是木星公转轨道速度的1/1047，也就是大约每秒13米。而地球公转对太阳产生的速度影响只有9厘米每秒。
径向速度是物体运动速度在观察者视线方向的分量，如果恒星在行星的影响下转圈，径向速度会在行星公转的四分之一个周期内从零变到最大值，类似圆周运动在某个方向的投影，速度是时间的正弦函数，导致该恒星被观测到的光谱产生周期性的多普勒红移和蓝移。也就是说，如果发现有恒星的光谱存在周期性的频率变高又变低的多普勒移动，就意味着它们时而朝向我们、时而远离我们运动，如果排除有紧邻的恒星或矮褐星构成双星系统，那这就可能是一个行星的影响。
试想一下，如果外星系的人想通过观测太阳来找太阳系的行星，他们可以观测太阳光谱频率随时间的变化来判断太阳有没有因为行星而小幅转动，以及计算径向速度，但这真是太不容易。即使他们的视线正好平行木星公转的平面，最多也只能探测到太阳13米每秒的径向速度产生的多普勒效应，这么微小的变化还是在漫长的木星年才能完成一个周期，也就是11.9个地球年（如上图）。外星人用这样的方法来找地球（探测地球影响太阳每秒9厘米的运动速度）就更难上加难了。
在1995年以前人们在这方面的努力一直没有收获，希望看起来很渺茫，到底能不能通过多普勒效应探测到恒星-行星系统中恒星微弱的相对运动？
马约尔和奎洛兹构建了一种新型光谱仪同时测量142颗恒星的光谱，终于在1995年发现，飞马座的一颗编号为51的恒星（Pegasus 51）的光谱频率周期性变化。通过分析恒星光谱频率随时间的变化，人们可以计算出它的径向速度随时间的变化，拟合相应的正弦时间函数，从而计算它围绕质心旋转的周期，模拟描述它的轨道，并推算出影响它如此运动的天体的质量范围和距离范围等信息。很快人们证实，这不是一个双星系统，而是一个质量至少是地球150倍的类似木星的行星，这颗行星依随它的母星被命名为飞马座 51b。
令人惊讶的是这颗巨大的行星离母星飞马座51恒星特别近（相当于地球到太阳距离的5%），根据中学物理课提到的开普勒定律，行星轨道半径越小，公转角速度越快，周期越短。它公转一圈只需要四个地球日。这一发现也改变了人们对行星形成和分布规律的认识：原来在离恒星这么近的地方可以有类似木星的巨行星。不像在太阳系内，四颗岩石行星——水星、金星、地球和火星都比较小，且离太阳比较近；而气态巨行星如木星、土星都离太阳很远，温度足够低，它们的行星核的引力才可以像滚雪球一样俘获周围的氢和氦，形成巨行星。而且因为距离太近，飞马座51b面对母星那一面的温度可以高达上千度。此后人们还发现了很多类似的靠近恒星的巨大“热木星“, 并看到它们往往一直在“蒸发”。
飞马座51b的发现是天文学的一座里程碑。此后大量的天文望远镜被投入到运用多普勒径向速度法寻找太阳系外行星的工作中。2003年开始投入使用的高精度径向速度行星搜索器（High Accuracy Radial velocity Planet Searcher, HARPS）甚至能够分辨恒星1米每秒的速度所引起的多普勒频率改变。
1996年2月时代杂志封面。 | 图片来源：Time
多普勒径向速度法适合各种各样的恒星，不限于主序星。这种方法显然对发现公转速度比较快、周期比较短，而且质量比较大的行星最有效。如果恒星有多个行星，其中质量偏小、距离偏远的那些，对恒星运动的影响十分微弱，比较难用这个方法分辨。另外，即使地球的视线方向并不与行星公转的平面平行，这个方法仍然有效。只不过，多普勒效应只能探测光源在径向（地球的视线方向）的速度，当恒星和行星轨道平面与地球视线夹角太大，恒星径向速度会比实际运动速度小很多，以此估算的行星质量就会远小于实际质量。
这是作者本人在2012年6月6日拍摄的太阳投影的照片，图中除了较小较浅的太阳黑子，还有一个明显的黑圆斑。那是金星凌日，也就是金星挡在了太阳与地球之间。不像月亮遮挡太阳的时候会发生阳光大受影响的日食，由于金星距离地球很远，金星凌日只能挡住一点点阳光，好像给太阳长颗小“痣”。
令人赞叹的是，凌日法系外行星探测真就是靠探测这一点点被行星挡住的星光！
太阳系外的行星因为太远太小， 极难直接被望远镜观测到，但我们可以一直监测太阳系外恒星的亮度。如果有行星围绕那个恒星周期性转动，就可能会周期性地挡在我们和那颗恒星之间，从而略微减弱我们观测到的那个恒星的亮度。
我们观测到的恒星亮度会随时间的变化分为几个阶段: 恒星亮度不受影响的时间段，恒星亮度从开始变暗（开始被遮挡）到最暗（最多遮挡）的过程，以及维持最暗（最多遮挡）的时间段，还有从开始恢复到恢复最亮的时间段，再经历保持最亮的时间段。通过仔细地计算和比较不同时间段的时长，可以计算出这个行星公转一周的周期、大致尺寸、与恒星的大致距离等等。
这个方法当然也极不容易，比如说地球的尺寸仅仅能挡住十万分之八的太阳光。通过不懈的努力，科学家们在过去二十年里用这种方法找到了几千颗系外行星，其中在2009年专为搜寻太阳系外行星发射的开普勒天文望远镜功不可没。
凌日法还有可能通过微弱的光谱变化探测行星是否有大气层，以及大气层有什么化学成分。若将多普勒径向速度法和凌日法配合使用，互相验证则能获取更多的信息。比如多普勒径向速度法可以用来估算行星质量，而凌日法能提供尺寸，于是我们能估算行星的密度，判断它们的种类。凌日法的局限在于，如果行星公转的平面与地球的视线的夹角大一点，行星就不能遮挡住星光。
而凌日时间变分法改进了凌日法，以研究多个行星同时凌日的情况，帮助我们确认了不少拥有不止一个行星的行星系，其中不乏与太阳系行星偏心率很不相同的例子。
当人们发现人类现有的技术可以探测和证实太阳系外行星的存在时，系外行星的搜寻工作便成为最近二十年天文学最热门的领域。人们更感兴趣的是距离恒星不那么近、温度不那么高、能有液态水存在的宜居带（habitable zone）的行星。
1992年，第一颗太阳系外行星被发现。
1995年，第一颗属于主序星的系外行星被发现。
1996年，笔者现在工作的加州州立大学旧金山分校（San Francisco State University）物理与天文系教授杰弗瑞·马西（Jeffery Marcy）带领学生发现了第一颗围绕主序星运转的长周期行星——大熊座47b，它的公转周期是一千零九十多个地球日。
1999年，马西等人发现第一个类似太阳系的行星系——仙女座天大将军6具有多个行星。
1999年，人们首次用凌日法发现了一颗系外行星 HD 209458 b。
2007年，马约尔参与发现了第一颗被认为是有可能适合生命存活的行星——格利泽 581c（Gliese 581 c），它距离地球约20.5光年，离它的母星（位于天秤座的格利泽581红矮星）很近，公转一周只要13天，但由于母星是红矮星，该行星的地表平均温度约在摄氏0至40度之间，可能存在液态水。它的质量至少是地球的5.5倍，一度被称为超级地球。
此后为了严谨起见，天文学界轻易不提类地行星的说法，尽量只说类地尺寸行星或者宜居带行星（代表平均温度可能在零下几十到零上几十度）。因为地球除了温度适宜，还有很多其他利于生命生存的特别之处（大气层、磁场、月亮、潮汐、公转周期、有木星在外围等等）。宜居带行星不一定具有类似的特点。
2009年，马约尔还参与发现了目前主序星行星中最小的一个——格利泽 581e。它的质量约是地球的1.9倍，但与母星距离只有地日距离的百分之三，所以太热。
此后更多广义的宜居带行星被发现，包括TRAPPIST-1d、Kepler-186f，还有离我们最近的邻居比邻星的行星 Proxima Centauri b，它的平均温度大约是零下四十度。
在开普勒天文望远镜退役之后。2018年四月发射的凌日系外行星巡天卫星（Transiting Exoplanet Survey Satellite，TESS）已经开始搜寻地球附近300光年内的恒星的行星。
大部分已发现的系外行星尺寸都比较大，公转周期都比较短（离母星比较近），还没有跟地球的质量、尺寸和公转周期（日地距离）类似的行星被发现。因为地球这么小，地球能够遮挡的太阳光只有十万分之八；而且地球距离太阳这么远，地球引力影响太阳运动的径向速度只有9厘米每秒，目前的探测精度还不足以分辨地球这样的行星。
但是借助日新月异的计算机数据处理能力和精密光谱学的发展（诸如激光频率梳技术的应用）等，用多普勒径向速度法分辨0.1 米每秒的恒星速度，会在不远的将来成为可能，使得类似地球尺寸和周期的行星也可能被发现。
1992年脉冲星行星PSR B1257+12B的发现和1995年飞马座51b的发现都是天文学上的重要里程碑，开启了成功搜寻系外行星的时代，也使科学家认识到行星可以与我们熟知的太阳系行星非常不同。经过众多科学家二十多年的努力，不断改进测量和计算的精度，依靠大浪淘沙般的数据搜索，截至2018年10月8日，已经被确认的系外行星总共有3869颗，开普勒任务已经检测到18000颗行星候选者，包括262颗位于潜在宜居带的候选者。它们既有类地岩石行星，也有类似木星的巨行星，有些有大气，有些可能有液态水。这些行星不管是尺寸、位置，还是轨道偏心率等，与我们熟知的太阳系行星有相似的，也有很不同的，这迫使天文学家扩展行星分类，重新审视行星形成的条件和过程。
银河系保守估计有几千亿颗行星，银河系只是茫茫宇宙的沧海一粟，系外行星的广泛程度深刻地改变了人类对我们在宇宙中所处的位置的认知，以及人类对我们的星球是否特别的判断。特别是连脉冲星都有行星和行星系的存在，向人们揭示行星的形成或许远没有以前猜测得那么困难和罕见。人们对太阳系外生物存在的几率的判断也发生了本质的变化。
总之，今年两个看似相隔遥远的获奖领域还是有共同点的：第一部分皮布尔斯关于早期宇宙演化的工作科学严谨地揭示了我们（宇宙）从哪里来。而第二部分对太阳系外行星的探索进一步明确了我们到底在哪里。它们改变了我们人类对宇宙的认识，对地球在宇宙中地位的认识，对整个人类和整个人类世界观的影响都是深远的。
吾生也有涯，而知也无涯。还是感谢那些有智慧又勤奋的灵魂让生命短暂的我们也可以了解那么遥远的空间和那么遥远的过去，并预测遥远的未来。仰望浩瀚的宇宙，越发能体会人类的渺小，并震撼于科学的伟大。
希望这篇科普文能够帮助不具备专业知识的人们，稍微了解一些物理学的广度、深度和物理学的美。大到宇宙，小到原子核，万物皆有理，祝愿大家能理解物理，爱上物理，享受物理的美。