太阳的故事(六)阳光里的奥秘.docx

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1、太阳的故事（六）阳光里的奥秘在前面几节中， 我们介绍了 太阳的大小和远近， 地心说 vs 日心说， 日食的规律 等。 那些介绍所涉及的分析手段大都是几何手段。 从本节开始， 我们将介绍一类全新的手段： 物理手段。 我们将会看到， 那是一类远比几何手段更有效的手段， 在它的帮助下， 科学家们很快就将太阳研究推向了纵深。 这种从几何手段向物理手段的过渡， 是与天文学自身的发展脉络基本一致的。 因为在历史上， 人们对天文学的研究首先是从研究天体运动的几何规律入手的注一， 用物理手段研究天文的所谓 “天体物理” (astrophysics) 这一重要分支则是在晚得多的时候才出现的 (而且它的出现与本节

2、所要介绍的内容有着密切关系)。天文学沿这样的历史轨迹发展不是偶然的， 拿太阳来说， 想对它进行深入研究， 首先必须克服一个显而易见的困难， 那就是它离我们实在太远了 (1.5 亿公里)， 而且也实在太热了 (表面温度就足以使任何已知的物质气化)， 我们几乎永远也不可能象研究地球一样到太阳上去钻个孔、 挖个洞、 采集一些样本。 这一现实的困境曾使一些人深感悲观。 1835 年， 实证主义哲学的创始人， 法国哲学家孔德 (Auguste Comte, 17981857) 曾经预言， 人类永远也不可能了解太阳和星星的化学组成。幸运的是， 与很多其他哲学家曾经发表过的有关科学的高论一样， 孔德的预言很

3、快就破灭了。 因为太阳虽然很遥远， 而且很热， 但它却很慷慨的把一样东西送到了地球上， 那就是阳光。 这个初看起来很寻常的事实有着极不寻常的推论。 有了它， 我们这个星球才有生命。 但阳光带给我们的不仅仅是生命， 还有信息， 比如有关太阳化学组成的信息， 这是孔德所不知道的。 事实上， 比孔德的预言早了二十年， 1814 年， 德国物理学家夫琅禾费 (Joseph von Fraunhofer, 1787-1826) 就发明了一种新的仪器， 叫做光谱仪 (spectroscope)， 为人们解读阳光里的信息提供了工具。不过在介绍夫琅禾费之前， 我们先要 “论资排辈” 一下， 向大家引见两位前辈

4、。这两位前辈中的第一位对所有人大概都是 “久闻大名， 如雷贯耳” 的， 他就是牛顿 (Isaac Newton, 1643-1727)。 在十七世纪六十年代中期， 牛顿做过很多光学实验， 在其中一组实验中， 他让阳光从一个小孔射入屋内， 然后经过一个三棱镜， 最后投射到一块屏上。 他惊讶地发现， 出现在屏上的居然是一个色彩缤纷的长椭圆形影像。 虽然在牛顿那个时代， 人们对光的本性还一无所知， 但牛顿毕竟是牛顿， 他敏锐地意识到并且通过进一步的实验证实了这一现象所揭示的有关阳光的重要性质： 那就是阳光是由不同颜色的单色光组合而成的。 出现在屏上的彩色影像， 则是由于不同颜色的单色光在三棱镜中的偏

5、折角度不同， 而被投射到屏上的不同位置所产生的。 如今我们知道， 牛顿发现的这一现象就是所谓光的色散 (dispersion)， 即不同波长 (从而颜色各异) 的光在色散介质中的折射率不同， 从而偏折角度不同。 而他在屏上看到的彩色影像则是最粗糙的阳光光谱确切地说是阳光光谱中的可见光部分 (这部分约占阳光总能量的 40%)。 牛顿的这一重大发现可以算是一种很原始的光谱分析 (spectrum analysis)， 它是人类在探索光的本性道路上迈出的重要一步注二。【光的色散】但是从了解太阳的角度上讲， 牛顿所看到的光谱却有一个问题， 那就是它不仅可以从阳光中得到， 而且也能从其它白色或接近白色的

6、光源中得到， 因此它带给我们的信息似乎并不是太阳所特有的。 那么， 在阳光里是否还隐藏着更微妙的信息， 甚至是太阳所特有的信息呢？ 由于牛顿不能长生不老， 对这些问题的探索就要依靠牛顿之后的科学家了。 可惜的是， 牛顿实在超前得太多了， 在接下来一百多年的时间里， 无论科学家们怎么重复和改进他的实验， 都只能看见与他看见过的相同的彩色影像。 这影像会不会就是大自然给我们的终极答案呢？ 没有人知道， 但科学家们没有气馁， 他们持续不断地进行着新的尝试。 正是因为科学界有这样的恒心和毅力， 象牛顿那样的高人也终有被超越的一天。功夫不负有心人， 在十九世纪到来后的第二年， 1802 年， 一位英国化

7、学家终于窥视到了黎明前的曙光。 所不同的是， 这缕曙光不是彩色， 而是黑色的！ 发现这缕曙光的英国化学家就是我们要介绍的第二位前辈， 他曾经是一位医生， 后来转向了科学， 他的名字叫做沃拉斯顿 (William Wollaston, 1766-1828)。1802 年， 沃拉斯顿对牛顿的实验进行了重复和改进。 他采用了质量很好的三棱镜， 并用狭缝取代了牛顿的小孔 (以便让更多的阳光进入)， 结果他发现了一个前人不曾发现过的细节： 在那熟悉的彩色光谱中， 存在几条很细的暗线。 那些暗线是什么呢？ 沃拉斯顿作了一个猜测， 认为它们大都是不同颜色之间的分界线。 他的这个猜测在当时听起来是有一定道理的

8、， 因为他所发现的暗线只有寥寥数条， 而人们描述光谱所用的颜色也只有寥寥数种 (红、 橙、 黄、 绿、 蓝、 青、 紫)， 两者之间的确存在粗略的匹配性。 但他没有想到的是， 那些看似不起眼的暗线， 已经让他站在了一座巨大冰山的尖顶上。 十一年后， 当那座冰山的更多部分显露在人们面前时， 他的猜测就不攻自破了。那位让人们窥知冰山更多部分的人， 就是夫琅禾费。【纪念夫琅禾费诞辰两百周年的邮票】有了光谱仪的帮助， 隐藏在阳光里的真正奥秘终于比较清晰地显露在了人们面前。 与沃拉斯顿一样， 夫琅禾费也看到了暗线。 但他的光谱仪远比沃拉斯顿的三棱镜精密， 因此他看到的暗线不是寥寥数条， 而是有几百条之多

9、， 他对它们进行了仔细的编号。 为了纪念夫琅禾费的贡献， 人们把那些暗线称为了夫琅禾费线 (Fraunhofer lines)。 后来随着光谱仪技术的进一步改良 (比如使用更好的三棱镜， 更精密的透镜， 使用光栅等)， 以及照相技术的加盟， 人们在阳光光谱中观测到的暗线数目也越来越多。夫琅禾费出生于一个光学仪器世家， 父亲和爷爷都是玻璃工匠， 母亲那一方与玻璃工艺的渊源更是可以回溯到十七世纪早期。 但很不幸的是， 在夫琅禾费 10 岁和 11 岁时， 他的母亲和父亲先后去世， 慕尼黑的贫民窟里从此多了一位年幼的孤儿。 在随后的几年时间里， 夫琅禾费靠替一位镜片制造商做学徒维持着艰难的生计。 1

10、801 年， 厄运再次降临到他的身上， 他所住的贫民窟里的 “脆脆楼” 垮塌了。 好在 14 岁的他被人从瓦砾堆下救了出来， 算是不幸中的万幸。 夫琅禾费的悲惨遭遇引起了恰巧途经垮塌现场， 后来成为巴伐利亚国王的马克西米利安一世 (Maximilian I, 1756-1825) 的同情， 在他的资助下， 夫琅禾费进了学校， 并在十年后成为了光学研究的高手。 1814 年， 夫琅禾费发明了光谱仪。 这种仪器的核心部分虽仍是三棱镜， 但在三棱镜的前后分别用透镜或透镜组对光线进行了汇聚， 从而大大提高了分辨率。但那些暗线到底是什么呢？ 这个曾经困扰沃拉斯顿的问题也困扰着夫琅禾费。 他首先怀疑的是自

11、己的仪器： 那些暗线会不会是自己仪器的缺陷造成的呢？ 他对这种可能性进行了排查， 排查的方法很简单， 那就是观察其它光源。 如果暗线是仪器的缺陷造成的， 那就应该与光源无关， 从而应该同样地出现在其它光源的光谱中。 观察的结果很快排除了那种可能性其它光源的光谱中并没有出现同样的暗线分布。 这样， 夫琅禾费就得到了一个结论： 太阳光谱中的暗线是阳光本身的特征。 由于那些暗线看上去虽然繁杂， 却每一条都有固定的位置 (这也是夫琅禾费能对它们进行编号的基础)， 它们显然隐藏着某种奥秘， 而且这奥秘必定与太阳有关。那么， 这奥秘究竟是什么呢？ 夫琅禾费不知道， 其他人也不知道。 这局面多少有点尴尬，

12、就好比已经发现了通往阳光奥秘的大门， 却找不到开门的钥匙。 这种尴尬局面持续了四十多年， 在此期间， “功臣” 夫琅禾费和沃拉斯顿， “反面陪衬” 孔德等都先后离开了人世。解密的日子终于还是到来了。1859 年， 两位德国人在光谱研究上取得了突破性的成果。 这两位德国人一位是化学家， 名叫本生 (Robert Bunsen, 1811-1899)， 以他名字命名的 “本生灯” (Bunsen burner) 直到今天仍被许多化学实验室所使用； 另一位是物理学家， 名叫基尔霍夫 (Gustav Kirchhoff, 1824-1887)， 以他名字命名的 “基尔霍夫电路定律” (Kirchhof

13、fs circuit laws) 直到今天仍是求解电路问题的重要工具。 这两人当时都在海德堡大学 (University of Heidelberg)， 本生当时正在研究化学元素被加热后所发射的光谱， 那些光谱中有一些亮线， 而且不同元素的亮线位置是不同的。 本生打算利用这一特点作为证认化学元素的新手段。 这在当时是一个很高明的想法。 不过想法虽然高明， 他用来观测光谱的设备却是滤色片一类老掉牙的东西， 精度很低。 这时候， 他的朋友基尔霍夫给他支了一招， 建议他使用光谱仪。 本生采纳了这一建议。 在接下来的一段时间里， 本生和基尔霍夫进行了合作， 他们不仅证实了每种化学元素都有自己独特的光谱

14、， 就象每个人都有自己独特的指纹一样， 而且还通过光谱研究发现了两种新元素： 铯 (Cesium) 和铷 (Rubidium)， 显示了这种手段的巨大威力。【德国物理学家基尔霍夫(1824-1887)】在研究中， 基尔霍夫自己也作出了一生中又一项重要发现。 他注意到， 如果某种元素在加热后所发射的光谱中有某些亮线， 那么当光穿越由该元素制成的稀薄冷蒸汽时， 在光谱中原先的亮线位置上就会出现暗线。 由于亮线源于光的发射 (相应的光谱被称为发射光谱)， 暗线源于光的吸收 (相应的光谱被称为吸收光谱)， 因此基尔霍夫的发现也可以表述为： 一种元素能发射什么样的光， 它也就能吸收什么样的光， 两者相互对应。 这个重要规律后来被称为基尔霍夫热辐射定律 (Kirchhoffs law of thermal radiation)注三。 现在我们知道， 光谱线是电子在不同能级之间跃迁产生的： 电子从高能级跃向低能级时会发射能量， 由此产生的是发射光谱， 从低能级跃向高能级时会吸收能量， 由此产生的就是吸收光谱。 由于这两者是由同一组电子能级决定的， 它们之间相互对应也就不足为奇了。 不过这一切直到二十世纪初才随着量子理论的发展而被人们所了解。 在基尔霍夫的时代， 人们对光谱线的了解还停留在 “知其然， 却不知其所以然” 的水平上， 基尔霍夫热辐射定律也只是一个