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你在第一部分中已经看到，太阳发出的光线要花八分二十秒才能走完我们与它之间的1.5亿公里的距离。意味着如果太阳从现在起不再发光，我们也只有在八分二十秒之后才知道这个（相当大的）灾难。这还意味着，在地球上，你只能看见八分二十秒以前太阳的样子。永远不可能是当下的样子。在一个晴朗的白天闪耀的太阳事实上永远不会是你看到它时的样子。甚至它都不在你看到它在的地方。在它的光线到达你的皮肤所需要的八分二十秒时间里，太阳在它绕着银河系中心旋转的轨道上移动了大约117,300公里。
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我们所探测到的最遥远星光在到达我们的望远镜的旅途上走了一百三十八亿年时间，出发于宇宙黑暗世纪，当宇宙开始变得透明之时。
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一百亿年是一个很长的时间，虽然它们发出的光到达你这里，让我们看得到它们，但那些发光的巨大恒星基本上已不会存活到现在。
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位于从太阳到宇宙边缘之间的恒星也一样如此。
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例如，在二〇一四年一月二十四日，天文学家在夜空中看到位于遥远星系里的一颗恒星爆炸，他们看着爆炸发生，其光芒到达了他们所用的望远镜。在我们看来，这颗恒星死于二〇一四年一月二十四日。但任何居住在它边上的人会在爆炸发生的彼处见证这一事件：一千二百万年以前。
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从地球上研究宇宙，现代技术没留给我们多少选择：我们需要使用光。没有人能够旅行到宇宙的另一边。没有人能够心灵传送。最终，观察夜空就如同接收来自各处的明信片。大量明信片。发自我们宇宙历史上的各个时间与地点。将这么多明信片拼接起来，我们可以重建从地球上观察到的，你的宇宙的一小段历史。
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你在本书第一部分中所旅行的就是宇宙的这样一个切片。
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极简宇宙史 第5章 膨胀
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重复一遍：我们对于遥远宇宙的一切了解，都来自我们所见到的光。
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要解开它所携带的信息，理解其背后所隐藏的秘密，我们就需要知道光究竟能够携带什么信息，以及它如何与它在太空旅途中遇到的物质及其基本构件——原子——之间的相互作用。
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在本书后一部分，你将进入原子，去看看我们所知道的一切物质的基本构件是什么样子的，但是现在，让我们把原子描述成一个球形的原子核被其转动的电子所围绕就行了。这些电子在原子核周围形成分层。
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人们很容易把这幅图景想象成行星围绕恒星的旋转运动，但这是错误的——在英语里，电子绕着原子核旋转的轨道的术语是orbital，而非行星轨道的orbit。
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只要速度合适，理论上行星可以在任意距离的轨道上围绕其恒星运行，但对于电子来说基本上不是这样。与行星轨道相反，电子轨道被电子禁入区所分隔，在这些区域内电子无法存在。不过，电子可以轻易地——甚至是自发地——跨越这些禁入区，从一个轨道跳跃到另外一个轨道。
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然而，电子实现跃迁并不是不付出代价的。
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电子从一个轨道转换到另一个轨道，要么必须吸收能量，要么必须释放能量。
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电子离原子核越远，其所携带的能量就越高。因此当一个电子从离原子核较近的轨道跳跃到另一个较远的轨道时，它必须吸收一些能量，就像一只热气球必须加足火焰以供应更多热气才能升到天空更高的地方那样。
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相反，要移到离原子核更近的轨道，电子需要释放一些能量，就像热气球释放一些热气以便飞得离地面更近一些。
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那么，这个能量从何而来呢？
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它来自光，电子通过吸收或释放光来实现从一个轨道跳跃到另一个轨道。但并不是任何光都行。
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电子需要吸收或释放特定数量的能量，也就是特定的光射线，才能够跨越电子禁入区，从一个轨道转换到另一个轨道。如果光的能量不够，那么电子就无法实现跃迁，只能待在原来的轨道。如果电子被击中的光能量太强，电子就有可能跨越多个禁入区，甚至逃逸原本它们属于的原子。
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人类在二十世纪初终于认识到了这一点。
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这个发现看似不具有开创性，其实不然。
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