世界近代后期科技史-第8章
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拉彗星。桑提尼（1784—1877年）在计算时考虑了地球、木星和土星的引力
引起的摄动，从而得出比拉彗星在1832年11月27日经过近日点，他的计算
与实际的误差仅有12小时。1846年1月13日，人们发现这颗彗星突然分裂
成二颗星，每一颗都有核和发，逐渐分离开来。1852年，当它们回归时彼此
已相距240万公里，但到1865年比拉彗星却失去下落。1872年11月27日
的夜晚，当地球恰好通过比拉彗星轨道时，却下落了一夜的流星雨，有大约
16万颗流星划破了夜空，它们似乎来自同一个点。流星雨在1885年还下过
两场，此后不复见到。天文学家们证明，这是比拉彗星所分开成的碎片，在
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轨道上继续绕太阳转动，其中一部分碎片为地球吸收进入大气层形成的壮观
景象。
直到18世纪末，人们对太阳还不大了解。银河系理论的创始人W。赫歇
尔甚至说太阳上有植物和居民存在，太阳光是由太阳的外层大气发出来的，
黑子是大气的孔隙等等，这些错误延续到19世纪中叶。这以后，天文学家加
强了对太阳黑子的观测和研究，其中德国一位药剂师施瓦布 （1789—1875
年）每天坚持统计黑子的数目，自1826年起持续了10多年。他终于发现，
黑子出现的频数以10—11年为一变化周期。到1861年，他积累的资料已经
超过二个周期，这才引起人们的注意。天文学家卡伦顿（1826—1875年，英
国）自1853年起也开始系统观测太阳黑子，他发现以日面上不同纬度统计的
黑子为基准判断出的太阳自转周期并不一致，他认为这说明太阳不象一个转
动着的固体球，太阳的表面似乎更象流体。卡伦顿还发现黑子的位置也存在
周期性变化；开始时黑子的平均纬度约35°，数目也少，结束时，平均纬度
是5°。这些发现为德国天文学家证实。
同一时期，人们也观测了地磁场的变化。1851年，拉蒙特（1805—1879
年，英国）发现地磁场不仅在一天里作周期性的变化，而且还存在以10年为
一个周期的变化。这两种平行发生的现象，使人们认识到太阳黑子对地磁场
存在影响，当然他们一时还不能理解这种关系的本质是什么。
日食观测也是研究太阳的手段之一。18世纪，人们已发现在黑暗日轮周
围有明亮的环和赤色的火焰。在1848年7月8日的日全食观测中，人们着重
研究了这一现象，他们把火焰叫日珥，把亮环叫日冕。1851年，人们拍下了
日冕的第一张照片，从此开创了用照相术研究日全食的方法。研究结果表明，
这些光辉是由太阳高层大气对日光的漫射和高温气体的运动造成的。
19世纪里关于太阳的研究虽然只取得了一些初步结果，但却为日后关于
太阳结构的研究铺平了道路。
3。恒星研究和宇宙构造学说
恒星观测和研究始于哈雷，他在18世纪比较了喜帕恰斯、第谷等人列出
的星表座标，发现在长约19个世纪里，天狼星、南海3和大角这三颗恒星的
位置有明显的移动，于是断定恒星在宇宙中存在真实的运动。
18世纪末，W。赫歇尔发现太阳也在运动，他说：“我想我们无权说太阳
是静止的，正如我们不应该否定地球的周日运动那样。”但19世纪初有人对
此产生了怀疑。1837年，阿格朗德尔 （1799—1875年，德国）研究了390
颗恒星的自行现象，结果证实了太阳在运动的结论。
还在18世纪天文学家们就在思考：既然太阳与恒星相仿，那么恒星是否
组成了一个更大的天体系统呢？1750年，赖特（1711—1786年，英国）提出
银河与所有恒星构成天体系统的假说。此后，哲学家康德和数学家拉普拉斯
等人又提出过进一步的星云假说。
杰出的天文学家赫歇尔一家，通过长期观测研究最先验证了天体的银河
系假说。赫歇尔自制了一架直径46厘米的反射望远镜，他细致地观测了事先
选定的天区，一一找到并数出区道中的星数、亮星与暗星的比例。这种方法
现在叫统计取样方法。他发现银河附近比起远离银河的地方恒星数目更加稠
密，暗星数增加更快。他共数了683个取样天区中的117600颗恒星，绘出了
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一幅银河系结构图，这幅图中银河系形状扁平，轮廓稍模糊，太阳居中。W。
赫歇尔开创了用统计取样方法研究银河系结构；用统计恒星自行方向研究太
阳运动；以及对双星、星团、星云的观测。他开创了恒星天文学分支，因此
被尊称为“恒星天文学之父”。
卡罗林·赫歇尔（1750—1848年，英国）是W。赫歇尔的妹妹。她终生协
助哥哥工作，独自发现了14个星云和18颗彗星。晚年整理了W。赫歇尔遗留
下的大批观测资料，于1828年出版了当时篇辐最大、最具权威性的星团、星
云表。
J。赫歇尔（1792—1871年，英国）是W赫歇尔的独子。1820年，他曾受
父亲委托参与创建英国皇家天文学会的工作。他的天文研究侧重在对双星、
星团和星云观测，并核查了他父亲的观测结果，这使他发现了347对双星。
1833年，他刊布了一本包括2307个星团和星云的表。他还提出过一种确定
双星轨道运动的图解方法。1833年，他在非洲好望角建立了天文观测站，从
1834至1837年他共观测双星2102对，星云和星团1707个。在南半球的天
文观测中他运用了取样统计方法，共统计了3000个选区中的68948颗恒星，
完全证实了上述银河系结构的论断。1838年以后，他专事天文资料的整理和
出版。1849年出版了《天文学纲要》，此书于1859年在中国翻译出版，书
名叫《谈天》。
由于赫歇尔一家人的成就，使银河系概念在19世纪中叶得以确立。
自哥白尼以来，人们长期寻求三角视差的测定，以便确定恒星到地球的
距离。这一工作因天文仪器的进步终于在19世纪30年代取得了成果。
贝塞尔（1784—1846年，德国）任柯尼斯天文台台长期间，长期从事恒
星位置的精密观测。他主编了著名的《波恩巡天星表》。1837年，他认为研
究恒星视差问题的条件已经成熟，决定选择天鹅座61号星为观测对象。1838
年，他宣布天鹅座61号星的视差是0″。31，由此推算该星座距地球为11光
年。同一时期，斯特鲁维（1794—1864年，俄国）选择织女星为观测对象从
事视差测定研究。1837年，他向彼得堡科学院报告织女星视差测量结果是0
″。125±0″。065，计算出织女星距地球27光年，此外他还将精密的测量方
法引入到双星观测中，共发现220对新的双星。1839年，亨德森（1789—1844
年，英国）在好望角测出人马座α星的视差是0″。91，但这个值并不准确，
后来经别人修正为0″。76，距地球4。3光年。此后，类似的测量结果不断有
报道。19世纪共测出70颗恒星对地球的视差和距离。
4。天体物理学的创立及成就
望远镜对天文学的发展作出过巨大的贡献，但望远镜存在一定局限，它
不能了解天体的化学组成，物理状态等。19世纪初，刚刚发展起来的分光学、
光度学和照相术开始应用于天文学，使天文学取得了一系列重大成就。这样
在19世纪下半叶新兴的天体物理学创立了。光谱学发端于牛顿的三棱镜分光
实验。1814年光学家夫琅和费（1787—1826年，德国）将望远镜、三棱镜和
直光管组成一个系统，命名叫分光镜。该系统由于用多个棱镜偏折光线，因
此使色散度增大可以精确测出各种色光谱线的位置。他发现太阳光谱不是连
续变化的，其中暗线多达576条，他用A、B、C、D（D与D）、E、F、G、H
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标志出最明晰的8条暗线，后人称做“夫琅和费”线。尽管他不能深入解释
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这些暗线的意义，但他肯定这些暗线是由日光自身决定的。后来夫琅和费又
用分光镜研究月亮、行星及恒星发出的光谱，结果表明这些天体的光谱同样
存在暗线。夫琅和费被公认是天体物理学的创始者。
化学家本生（1811—1899年，德国）和物理学家基尔霍夫（1824—1877
年，德国）揭示出光谱暗线的本质。他们将食盐撒在火焰上，通过分光镜可
以看到二条黄色亮线，其位置正好落在太阳光谱的D和D暗线上，于是他们
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让太阳光和钠光混合，投在分光镜上，出人意料的是D、D暗线并没有因此
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亮起来，反而更暗了。用另一种有连续光谱的光源代替日光重复上述实验，
结果在连续光谱上出现了D、D暗线，他们由此想到太阳中心发出的连续光
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谱一定被太阳表面的钠蒸气把黄色光吸收了，结果在地球上观察到的太阳光
谱就形成了D、D暗线。
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基尔霍夫通过深入研究发现了分光学的基本定律：①每一个化学元素都
有一种特殊的发射光谱；②每一种元素可以吸收它能够发射的光谱线，这叫
自蚀式自变现象。他和本生在研究了各种元素的光谱并和太阳光谱的夫琅和
费线作了对比之后，宣布太阳大气中存在铁、钠、钙、镍等元素，但没有锂。
1861年，布儒斯特指出落日时的太阳光谱的暗线受到地球大气的干扰。
4年后詹森 （1824—1907年，法国）进一步证明大气中的吸收谱线是由氧和
水汽形成的。1866年，洛基尔（1836—1920年，英国）利用分光镜研究黑子，
他发现黑子的光谱吸收暗线远比太阳其它地区的吸收暗线多。1869年，埃格
斯特 （1814—1874年，瑞典）首次测出了1000多条太阳光谱线的波长，并
以他的姓名的第一个字母人作为波长单位的名称（埃）。
太阳光谱学的研究推动了人们对太阳的研究。18世纪末，W。赫歇尔还假
定太阳是一个冷的固体，其上有生物和居民。但是光谱分析证明太阳大气中
有金属气体存在，足见温度很高，不适合任何生物生存。1865年，法伊（1814
—1902年，法国）提出了新的太阳理论，他假定太阳是一个高温气团，热量
自太阳内部辐射出来，太阳内部的物质也随之上升至太阳表面，在那里重新
聚集又回到太阳的内部，这种对流构成了太阳物质的循环运动。这一理论延
续至本世纪才为新的太阳理论取代。
1868年8月18日，在日全食观测中使用了分光镜。其中对日珥作的光
谱观测研究表明日珥是太阳大气的一部分，是太阳部分物质爆发时形成的特
殊现象。参加这次观测的詹森在日珥的光谱中发现一条未知的谱线D，位置
S
与钠的D线很接近。次年，洛基尔（1836—1920年，英国）在日全食观测中
又见到这条暗线，他确认这条谱线证明太阳中有一种特有的元素，定名为氦。
1895年，拉姆赛在一种结晶铀矿中找到一种气体，结果证明地球上也存在
氦。
在研究太阳光谱的同时，有人开始研究彗星的光谱，发现它是相隔为三
段的光谱色带。这说明彗星是一个发光体，不象行星那样仅仅反射阳光。哈
金斯（1824—1910年，英国）进而证明彗星的三段光谱带与碳氢化合物光谱
中的三段光带相合。后来他发现流星的光谱也与此类似，哈金斯的工作是比
较深入的，他观察过彗星的紫外光谱和由彗星反射的太阳光谱。
人们在研究中还发现连续光谱和发光体表面温度存在关联，通常当发光
体温度升高，其辐射能量的最大值向光谱的紫端偏移。恒星吸收光谱也与恒
星温度有关。塞奇（1818—1878年，意大利）自1863年起用低色度的摄谱
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仪观测恒星光谱，他把恒星分为白色星、黄色星、橙色星、红色星和暗红色
星。80年代以后，天文学家们才根据光谱，把恒星划分为不同温度类型的星。
1842年，物理学家多普勒（1803—1853年，意大利）指出，当波源与观
察者相对运动时，将观察到波源的频率发生变化；当光源离去时，它发出的
声或光的频率降低，或波长变长。人们很自然会想到在天体观测中也会产生
“多普勒效应”：如果星球向地球而来，其光谱必向紫色一端移动；反之，
则会向红色一端移动。1868年，哈金斯观察到天狼星吸收谱线向红端移动，
他计算出天狼星以约每秒34。5公里的速度远离地球而去。从此，利用多普勒
效应观测天体，解决了许多重大的天体物理问题，对现代天文学的诞生产生
了深远影响。
光度学的发展与应用是19世纪天体物理学的另一个方面。18世纪中叶，
兰伯特（1728—1777年，德国）建立了光度学的基本定律。他研究了光线在
透明介质中被吸收的情况，论述过月亮和行星的亮度问题，得到满月时月亮
的平均亮度只有太阳的27。7万分之一的结论。
1859年，泽内尔（1834—1882年，瑞典）发明了光度计，使星体亮度测
量的准确性大大提高，泽内尔用这一方法测量了星体的亮度，于1861年公布
了近代第一个使用光度计测量的星度表。在他之前，普森（1829—1891年，
英国）建议按星的亮度分为5个星等，相邻两个星等亮度之比为2。512。他
们的工作为恒星光度学奠定了基础。
在照相术发明之前，天文学家们是用手把观察到的星体形貌画在纸上
的。
1827年，尼普斯（1765—1833年，法国）制成了第一台照相机，他利用
银盐感光的原理制做底片，经过长达8小时的曝光得了第一张风景相片。他
的合作者达盖尔（1789—1851年，法国）在1839年发明了一种银版照相术，
使用碘化银做感光材料，感光时间缩短到 20—30分钟。定影液由天文学家
J。赫歇尔建议使用硫代硫酸钠。照相术的成功立即引起天文学家的高度重
视，就在当年由J。德雷伯（1811—1882年，美国）把照相机安装在一架口径
是7。6厘米的折射望远镜上，望远镜跟踪着月亮并连续曝光20分钟，终于得
到了第一张天文相片。
1851年，摄影师斯科特—阿切尔（1813—1857年，美国）发明了珂珞酊
湿片法，感光速度比达盖尔法快100倍以上。德拉鲁（1815—1889年，英国）
于次年将这一方法用于天文照相，仅曝
