劉聲遠

法國著名哲學家孔德在1835年如此寫道：“我們無法想象，有朝一日能找到確定恒星化學組成的辦法?！边@句話未免過于悲觀。事實上，到1857年，也就是孔德去世那一年，天體物理學家已經(jīng)在著手探查恒星的組分，而他們所使用的工具——光譜，早在1835年就已發(fā)明。

1802年，英國科學家威廉·海德·沃拉斯頓讓陽光通過一條裂縫形成狹窄的光柱，然后透過一面玻璃棱鏡把光柱散射成太陽光譜。他注意到，陽光的色彩被黑色線條分隔開：光譜的紅色部分有兩條暗線，綠色部分有三條暗線，藍-紫色區(qū)域有兩條暗線。沃拉斯頓當時推測，這些線條不過是色彩之間的空隙。但他的這一發(fā)現(xiàn)激起了德國物理學家約瑟夫·馮·夫瑯和費的興趣，后者得以在19世紀第二個十年中產(chǎn)生了更詳細的光譜——在太陽光譜中辨識出574條譜線。今天，太陽光譜中的所有暗線（比夫瑯和費發(fā)現(xiàn)的還要多）被統(tǒng)稱為夫瑯和費譜線。19世紀50年代，有關夫瑯和費譜線來源的首條線索浮現(xiàn)出來。

這始于羅伯特·本生和古斯塔夫·基爾霍夫在德國的工作。本生是著名的實驗室器具——本生爐的發(fā)明者（本生爐是一種燃燒爐，以可控方式混合氧和可燃氣體，從而產(chǎn)生透明的火焰。本生爐被用于檢測化學物質，其原理是通過物質燃燒產(chǎn)生的火焰色彩來識別這是什么物質）。本生和基爾霍夫合作研發(fā)了一種裝置——光譜儀，它包括一道讓光線通過的狹縫、一臺讓光柱變窄的瞄準儀、一面散發(fā)光線成彩虹模式的棱鏡，以及一個用于觀察光譜的目鏡。夫瑯和費在他的工作中使用的是棱鏡和目鏡的組合。

斑斕火焰

本生和基爾霍夫知道，當不同的物質被放進本生爐產(chǎn)生的明亮火焰中時，它們?nèi)紵龝r會產(chǎn)生不同的顏色。例如，微量的鈉會讓火焰變黃，而銅會讓火焰變成綠藍。他們使用光譜儀對來自這些火焰的光線進行分析，結果發(fā)現(xiàn)每種元素都以精準的波長在光譜中產(chǎn)生明亮的線條。對于鈉來說，這些線條出現(xiàn)在光譜的黃色部分；對于銅而言，出現(xiàn)在綠藍部分；以此類推。一天晚上，在海德堡的實驗室中，他們分析了來自于16千米外的曼海姆市一場大火的光線，辨識了火焰中存在的鍶和鋇所產(chǎn)生的光譜線。

據(jù)說，那場大火后的某天，在本生和基爾霍夫沿著流過海德堡的一條河散步時，本生對基爾霍夫說：“如果我們能確定曼海姆大火中物質的性質，那么也應該能對太陽做同樣的事。但人們會說我們瘋了，竟然去夢想這樣的事?！?/p>

他們把注意力轉向了太陽光譜，并且發(fā)現(xiàn)：由夫瑯和費發(fā)現(xiàn)的許多暗線，都與在實驗室中被加熱的不同元素所產(chǎn)生的明線以完全相同的波長位于光譜中的相同部分。這一發(fā)現(xiàn)的含義就是，這些元素存在于太陽的外層。本生和基爾霍夫認為，當來自太陽炙熱內(nèi)部的光線穿越太陽外層時，這些元素會以特定波長從光譜中移出光線，而不是為光譜添加明線?；鶢柣舴蚴沁@一推想的主要提出者。

那么，太陽的這些線條是怎樣產(chǎn)生的呢？當時無人能給出確切的答案。直到19世紀60年代，人類終于進步到有可能查明太陽和恒星成分的地步。

在19世紀最后幾十年里，天文學家還發(fā)現(xiàn)：太陽光譜甚至恒星光譜中的許多元素，其實在地球上也存在。他們由此很自然地假設：總體而言，太陽的組成和地球的組成相當類似。但這個假設實際上是錯的——恒星的組成物質比地球的簡單得多。現(xiàn)在我們已經(jīng)知道，包括太陽在內(nèi)，恒星大部分由氫和氦組成，只有微量的其他元素。但在19世紀60年代初，甚至無人知道有一種叫氦的東西。氦的發(fā)現(xiàn)標志著太陽和恒星光譜學時代的來臨。

一條黃線

發(fā)現(xiàn)氦的領軍人物是英國天文學家諾曼·洛克耶。他的最大建樹出現(xiàn)在1868年10月20日，當時他用一種新的光譜儀分析了來自太陽外層的光線。這些觀測緊跟法國天文學家皮埃爾·讓森于同年8月18日在印度對日食期間太陽外層的觀測。當時，月球阻擋了來自太陽表面的亮光，讓森得以探察到正好位于太陽表面上方的物質的光譜線。他注意到，太陽大氣上層——色球層光譜中的明線（包括一條明亮的黃線）靠近但明顯有別于鈉線。這條黃線的波長后來被測定為587.49納米。

1868年10月20日，在不知道讓森的上述發(fā)現(xiàn)的情況下，洛克耶使用他的新型光譜儀觀測太陽大氣層，并且發(fā)現(xiàn)了同樣的黃線。讓森和洛克耶的發(fā)現(xiàn)都在1868年10月26日被提交到法國科學院。但洛克耶領先一步地聲稱那條黃線一定與一種此前未知的元素有關，他還把這種元素取名為“氦”，這個名字源自于“太陽”一詞的希臘文：赫（氦）利俄斯。

這是一個有爭議的說法。但在1895年，蘇格蘭物理學家兼化學家威廉·拉姆齊發(fā)現(xiàn)，一種此前未知、由鈾釋放的氣體在光譜中產(chǎn)生了靠近鈉線的一條明亮黃線。拉姆齊起初稱這種氣體為“氡”，但在他的同事威廉·克魯克斯指出這條黃線與洛克耶在太陽光譜中發(fā)現(xiàn)的那條黃線位置完全相同后，讓森意識到它實際上就是氦線。他后來把“氡”這個名字給了另一種氣體。其實，光譜學早在這之前27年就準確監(jiān)測到了地球上存在氦元素。

女性建功

下一個重要角色是1900年出生的塞西莉亞·佩恩。1919年，佩恩贏得獎學金入讀劍橋大學紐漢學院，主修植物學、物理學和化學，但無法獲得學位——劍橋大學直到1948年才給女性頒發(fā)學位。1923年，佩恩離開英國前往美國。僅兩年后，她就發(fā)表了一篇相當出色的論文，證明太陽主要由氫組成。但被時代原因所限，直到兩名男天文學家各自獨立地得到同樣的結論后，佩恩的觀點才被全面認可。

到20世紀20年代，物理學家（當然不包括本生和基爾霍夫）終于知道了：原子是由小小的中心原子核，以及與它相隔一定距離的一個或多個電子組成的。當電子吸收光線的特定波長，躍遷到原子內(nèi)部的一個更高能級時，就會在光譜中產(chǎn)生暗線；當電子能級下降，并且以光線的光子（這在當時也是不知道的）形式釋放輻射時，就會在光譜中產(chǎn)生明線。佩恩測量了恒星光譜中的吸收線，并且證明了溫度（尤其重要）和恒星大氣壓會影響大氣原子的離子化。當一個原子或分子失去或得到電荷時，就會發(fā)生離子化。每顆恒星的光譜都不同，這不是由于恒星的組成不同，而是因為恒星大氣層中的離子化數(shù)量不同。

佩恩解釋了數(shù)百條夫瑯和費譜線中的這一復雜模式，并且弄清了很重要的一點：要想解釋這些觀測結果，必須計算出處于不同離子化階段的不同元素的比例。她算出了太陽和恒星的18種元素比例，發(fā)現(xiàn)它們都有接近相同的組成。但更大的驚奇是，按照她的分析，太陽和恒星幾乎全部由氫和氦組成，而其他所有組分加起來，僅占恒星組成中的2%——所有的恒星都是一樣的。也就是說，宇宙中大多數(shù)物質都以兩種最輕元素——氫和氦的形式存在。

佩恩堅信自己的結論無誤，但在1925年，這個說法幾乎無人相信。在佩恩的上司哈羅·謝普利把她的論文發(fā)到普林斯頓大學接受第二次審查時，后者的回答是：佩恩的研究結論“很明顯不可能”。按照謝普利的建議，佩恩在這篇論文中加了一句：“恒星大氣層中存在巨量氫和氦，這幾乎完全不真實?！迸宥髟谡撐谋唤邮埽@得博士學位后寫了一本書——《恒星大氣層》，希望天文學界的同行們能接受這樣一個事實：她的研究結論幾乎確定無疑。

最終，佩恩的結論被科學界認定，而原因也是有其他天體物理學家先后獨立證實了她的發(fā)現(xiàn)。1928年，德國天文學家阿爾布里希特·昂索德對太陽光進行了更詳盡的光譜分析，發(fā)現(xiàn)其中氫線的力度暗示：太陽的氫原子數(shù)量是其他任何一種原子的大約100萬倍。1929年，運用一種不同的光譜學技術，愛爾蘭天文學家威廉·邁克科里證實了這一結論。

到20世紀20年代末期，天文學家已經(jīng)知道恒星的組成——大部分是氫和氦，還有可運用光譜學技術測定比例的其他元素。