科学简史

[科学简史]恒星宇宙 太阳系——恒星——双星——变星——银河系——星的本性——星的演化——相对论和宇宙——天体物理学现状——地质学 太阳系 我们之前提到过，开普勒在观测太阳和行星的基础上建立了太阳系的模型，只是必须要用地球单位测量出行星之间的距离，才能将这个模型的比例尺确定下来。1672—1673年，里希尔致力于此类工作，并且他的某些测量成果很精确，非常具有现代意义：（1）布莱德雷于1728年注意到远星“光行差”这一现象：地球从星光中经过时所观测到的星光方向，跟半年后地球反方向运动再次经过该星光时观测到的星光方向不同。那时人们根据这一发现，证明光有运行速度。如今光速已经被测量出来了，因此能借助光行差原理逆向推算地球的运转速度和运转轨道。（2）金星处在太阳和地球之间的时候，能根据地球上某两个站点的不同时刻，采用三角运算的办法得出太阳的距离。（3）1900年小行星（爱神星）行经地球附近，曾采用三角测量法对其距离进行了测量。 运用上面的三种办法，得到的太阳系测量结果是一样的：地球和太阳之间有9280万英里（后来修订为9300万）的距离，也就是说，要以每秒186000的光速行驶8.3分钟；测得太阳直径是865000英里，太阳质量约为地球的332000倍，地球的平均密度是每立方厘米5.5克，太阳的平均密度是1.4克。 1930年，汤姆保（Tombaugh）在海王星轨道外侧发现了一颗新行星，于是，我们对太阳系的了解进一步加深。美国亚利桑那州旗杆天文台缜密地对天空中可能存在的行星进行了地毯式搜索。他们在几天时间内连续对天空的固定区域拍照，并对照片进行比较；如果照片上显示的光点产生了位置移动，则证明那个光点就是一颗行星。汤姆保发现的这颗行星需要用248年才能围绕太阳公转一圈，跟地球间的平均距离差不多是36亿7500万英里。人们称呼这颗星为冥王星，其轨道直径是73亿5000万英里，那是1946年及之前，人们所能探测到的太阳系的*外围。 人们经常会探讨其他星球是否也有生命存在，而在太阳系中被经常探讨的问题，则是其他行星状况。H.Spencer Jones.Life on Other Worlds，London，1940. ——原注行星外围大气的性质则是对行星状况进行观测的*重要因素。一般来说，大气跟脱离速度密切相关，也就是说，当气体分子运动的速度能够摆脱行星引力的控制，就是所谓的脱离速度。其速度数值是V2＝2GM/a，其中G代表引力常数，M则代表行星质量，a则是其半径。我们按照英里/每秒的单位来计算，地球上的V=7.1，而在太阳上这个数值达到392，极端条件下，这速度在月球上仅有1.5。氢分子的运动速度是*快的，零摄氏度的情况下，其速度是1.15英里/每秒，秦斯对此进行过运算：倘若大气的脱离速度达到了分子平均速度的4倍，那么整个大气完全逃逸，只需要5万年；倘若脱离速度达到分子平均速度的5倍，那么其逃逸率非常小，根本没有计算的必要。所以，月球是没有大气的，较大些的行星，例如木星、土星、天王星和海王星的大气比地球要多，而火星和金星的大气跟地球大气类似。金星上的二氧化碳充足，可上面没有氧气和植物条件，生命不能在那里存活；而看上去火星上似乎曾经存在过生物，或者说其适合生命生存的机会已经过去了。 恒星 在冥王星的轨道外面，就是苍茫无际的宇宙空间。地球沿着自己的运转轨道，用半年的时间，从轨道的一侧行进到另一侧，而我们可以通过精密的观测发现，在相对比较远的恒星所构造的星空图上，距离我们*近的恒星会产生细微的位移。假设我们忽略这些恒星的细微运动，那么在经历6个月的时间之后，这些恒星就会再次回到它原来的位置。现在我们已经知道地球轨道的直径，只需考虑到将恒星自转和光行差控制在误差范围内，就能依据同一颗星星在6个月内所产生的视觉差和三角测量法，来推算出这一恒星的距离。 1832年韩德逊在好望角观测恒星视差，而1838年，贝塞尔（Bessel）和斯特鲁维(Struve)对此进行了精确的测量。他们的测量显示，距离我们*近的恒星，那个非常微弱的细小光点——半人马座比邻星，距离地球24万亿英里，也就是2.4×1013英里，以光速要行走4.1年才能到达，几乎是冥王星轨道直径的3000倍左右；而更亮一些的天狼星，距离地球有5×1013英里，大约8.6光年。目前，借助于这一精确的测量方法，我们已经对2000多颗恒星的距离进行了测定，不过，这一办法只能测量距离我们10光年以内的恒星。 在晴朗的夜晚，肉眼可见的恒星有好几千颗。采用望远镜来观测的话，望远镜口径越大，能观测到的星则越多，但星星的实际数目跟望远镜的口径之间并没有正比例关系，所以或许我们可以这样界定：恒星并非无穷多。1928年美国威尔逊山天文台的100英寸反射望远镜是当时全世界*高倍数的望远镜，其能观测到的星星大约有1亿颗；根据各种不同的推测，银河系中的恒星大约有15亿—300亿颗。目前，正在制造200英寸的高倍反射望远镜1948年，这座大望远镜已经制造完成，通过它能拍摄到微弱到23等的恒星和星云，估计恒星数目可达千亿颗。——译者注。 以前，希帕克按照星星的亮度将其分成6个等级，也就是“星等”，而如今，这种等级尺度已被我们扩展到包含20等之外的微弱星，这种星星的亮度只能达到一等星亮度的一亿分之一。自然，这种测量的方法主要以从地球上所能观测到的恒星亮度为标准。而我们也能根据它的已知距离推测其绝对星等，也就是它在某一个标准的距离时对应的视觉星等。 依照绝对星等的分类方法，所有星等中都会存在有恒星。赫兹普隆（Hertzsprung）提出的理论被罗素验证：高星等的星和低星等的星都比中星等的星多。高星等的星是“巨星”， 低星等的星是“矮星”。这个我们会在后文详加介绍。 可以从光谱型相同，而已经确定了距离的恒星中发现，绝对星等跟某些谱线的相对强度之间存在某种关联。所以，对这些具备决定意义的谱线进行探讨和研究，就能获得某一未知恒星的绝对星等，接着依照视觉星等，估算出其距离，即便其距离超出了视差法的测量尺度，也依然能够被测量出。这是现代科学界对恒星距离进行测量时，常用的一种间接办法。 双星 我们肉眼看到的很多单个的星星，在望远镜中看来都是成对的。而这些成对的双星之间的距离也可能非常遥远，它们之所以看上去很近，只是因为它们接近同一视觉直线。不过双星的数目非常多，仅仅用巧合的同一视线观点来解释，不能对一切双星的成因进行说明。绝大部分情况下双星之间一定存在着关联。1782年威廉?赫舍开始着手于对双星的观测和研究，1793年时，他通过已经观测到的足够数量的双星运动轨迹证实，双星运行在椭圆的轨道上，围绕着椭圆中的某个焦点上的公共重心不断运动。所以，他提出，牛顿从太阳系中得出的引力定律，也能用以解释双星的运动轨道。 我们可以根据某些双星的已知距离和既定轨道，来推测其质量，正常情况下这些双星的质量是太阳的0.5—3倍不等。采用其他观测方法获得的结论也与此相符。各类星的质量差异并不大，但其大小和密度却差异极大。 有时某些双星中两个星体距离得非常近，通过望远镜无法分开观测，不过我们依然可以利用分光的方法去对它们进行辨识。假如我们的视线正好处在双星的轨道平面上，两星之间的连线跟我们的视线垂直，那么其中一颗星会朝向我们而运动，另外一颗星则背向我们运动。所以可以根据多普勒定理：某一颗星的光谱移向蓝色端点，另一星的光谱线则必然朝红端移动；在双星关系中，其光谱数目一定成倍增加。如果两颗星一前一后，它们就在我们的视线方向上横向运动，在光谱中观测不到谱线倍数递增的情况。我们能够通过这种光谱变化，来对双星的公转周期和运行速度进行估算，而且能得出双星之间的质量比。如果双星能同时被分光和目视测量到，那么也能得出这两颗星的质量。 ……