Astronomy 版 (精华区)

　　太阳的情况又是怎样的呢？放射性及有关原子核方面的发现，
引出了一个新的能源，比我们以前知道的任何能源都大得多。19
03年，英国物理学家爱丁顿经过一系列的思考后提出，太阳中心
的温度和压力一定非常高：温度可高达1500万度。在这样的温度
和压力下，原子核可以进行在温和的地球上无法进行的反应。人
们知道，太阳主要是由氢构成的。若4个氢核结合成1个氦原子，
这些氢核就会释放出大量的能量。
　　1938年，德国出生的美国物理学家贝特提出，在像太阳一类
的恒星中心，将氢结合成氦有两种可能的方式：一种是直接由氢
转换成氦；另一种则以碳原子作为中间媒介。在恒星中，这两种
反应都可能发生；而在我们的太阳中，直接将氢转换成氦似乎是
主要的机制。（爱因斯坦在1905年提出的狭义相对论中已经证明，
质量和能量是同一事物的两个不同的方面，可以相互转化；而且
还证明，少量的质量转化能够释放出巨大的能量。）



图：太阳照片。SOHO卫星摄。

　　太阳辐射能量的速率要求太阳每秒减少420万吨的质量。 乍
看之下，这个损失似乎大得吓人，但太阳的总质量为22 000 000
000 000 000 000亿吨， 因此每秒只损失其质量的 0.0 000 000
000 000 000 002‰。 如果太阳真的像科学家们现在认为的那样
已经存在了50亿年，而且一直按现在的速率辐射能量的话，它也
只是损耗了其质量的1/33000而已。 由此不难看出，在今后的几
十亿年内，太阳还能继续按照目前的速率辐射能量。
　　到了1940年，人们认为，整个太阳系的年龄约为50亿年看来
是合理的。有关宇宙年龄的全部问题大概可以解决了，但是天文
学家们又陷入了新的困境。现在整个宇宙的年龄显得太年轻了，
因而无法解释太阳系的年龄。这个麻烦是由天文学家对远星系的
探测和奥地利天文学家多普勒1842年首先发现的一种现象引起的。
　　大家都非常熟悉多普勒效应，最常见的实例就是火车通过时
的汽笛声：当火车接近时笛声音调升高；而当火车远离时音调降
低。音调的变化就是因为声源的运动使每秒钟撞击在耳膜上的声
波数目改变了。
　　正如多普勒所指出的，多普勒效应不仅适用于声波，也适用
于光波。当运动着的光源的光波到达眼睛时，如果光源移动得够
快的话，频率会发生移动，就是说，颜色会发生改变。譬如说，
假若光源向着我们运动，每秒钟就会有较多的光波挤进我们的眼
睛，我们所看到的光就会向可见光谱的高频端（即紫端）偏移；
反之，如果光源远离我们而去，每秒钟到达的光波就较少，于是
光就会向可见光谱的低频端（即红端）偏移。
　　天文学家对恒星的光谱进行了长期的研究，因此非常熟悉正
常的光谱图。这种光谱图或是在黑暗背景上的亮线图样，或是在
明亮背景上的暗线图样。亮线或暗线表示原子在某些波长（或颜
色）上对光线的发射或吸收。通过测量正常光谱线朝可见光谱红
端或紫端的位移，天文学家能够计算出恒星移向我们或远离我们
的速度，即视向速度。
　　1848年，法国物理学家斐索指出，注意光谱线的位置能够取
得观测光的多普勒效应的最佳效果。因此，人们把光的多普勒效
应称为多普勒－斐索效应（图2-4）。



图2-4　多普勒－斐索效应。当光源靠近时，光谱线会移向紫端
（左边）；而当光源远离时，光谱线则移向红端（右边）。

　　多普勒一斐索效应已经应用在各个不同的方面。在我们的太
阳系内，它可以用来以一种新的方式证实太阳的自转。在太阳自
转的过程中，太阳正在转向我们的边缘所发出的光谱线会向紫端
偏移（紫移）。而另一边缘则显示出红移，因为这一边缘正在远
离我们而去。
　　诚然，太阳黑子的运动是探测太阳自转的更好而且更明显的
方法（已由此得知，太阳相对于恒星的自转周期大约是26天）。
不过，多普勒效应可以用来测定没有特征的天体的自转，如土星
环。
　　多普勒－斐索效应可以用于任何距离的天体，只要能使那些
天体产生出可供研究的光谱。因此，它最突出的成果是在恒星的
研究方面。
　　1868年，英国天文学家W.哈金斯测量了天狼星的视向速度，
并宣布它正在以每秒47公里（29英里）的速度远离我们而去。（
现在我们已有更精确的数字，但他第一次就能做到这种地步，已
经是相当精确了。）到1890年，美国天文学家J.E.惠勒使用更精
确的仪器，取得大量可靠的数据。例如，他指出，大角星正在以
每秒6公里（3.75英里）的速度接近我们。
　　多普勒－斐索效应甚至能够用来确定望远镜无法分辨的恒星
系统是否存在。例如1782年，英国天文学家古德里克（他是一个
聋哑人，死时才22岁。他虽然身体残废，却是一个第一流的天才）
研究了大陵五，发现它的亮度有规律地增强和减弱。古德里克对
这种现象的解释是，假设有一颗暗伴星围绕着大陵五运行，周期
性地从它前面经过，从而掩食了它，使它的光线变暗。
　　过了一个世纪，这个似乎可能的假说才得到另一个证据的支
持。1889年，德国天文学家沃格尔指出，大陵五的光谱线交替发
生红移和紫移，并且和它的明暗变化相吻合。一开始大陵五远离
我们，而暗伴星朝我们靠近；然后大陵五朝我们靠近，而暗伴星
远离我们。大陵五被看成是一颗食双星。
　　1890年，沃格尔发现了一种类似而且更普遍的现象。他发现，
有些恒星是既前进又后退，就是说，光谱线同时显示红移和紫移，
就像双重线一样。沃格尔的结论是，这种星是一种食双星，两颗
子星（都是亮星）靠得非常近，甚至用最好的望远镜看上去还是
像一颗单独的星。这类双星叫做分光双星。
　　不过，我们没有必要把多普勒－斐索效应局限在我们银河系
的恒星上，银河以外的天体也可以用这种方法来研究。1912年，
美国天文学家斯里弗在测量仙女座星系的视向速度时发现，这个
星系正在以大约每秒200公里（125英里）的速度朝我们运行。可
是，当他继续观测其他星系时，发现它们中大部分都在远离我们
而去。1914年，斯里弗获得15个星系的数据，其中有13个都在以
每秒数百公里的速度急速退行。
　　随着对这些线索的继续研究，情况变得更加明朗了。除了几
个最近的星系外，所有的星系都在远离我们而去。而且，随着技
术的进步，使人们能够探测到更暗而且可能是更远的星系，观察
到的红移也进一步增加了。
　　1929年，在威尔逊山天文台的哈勃提出，这些星系的退行速
度在有规律地增加，一个星系的退行速度与其距离成正比。如果
星系A远离我们的距离是星系B的2倍，那么星系A的退行速度就是
星系B的2倍。这个规律有时叫做哈勃定律。
　　后来的观测确实进一步证实了哈勃定律。1929年初，在威尔
逊山的哈马逊使用254厘米（100英寸）望远镜获得更加暗弱的一
些星系的光谱。 他所能观测到的最远的星系在以每秒40000公里
（25000英里）的速度退行。 508厘米（200英寸）望远镜开始启
用后，可以观测到的星系更为遥远；到20世纪60年代，可以观测
到的星系竟如此遥远，退行速度高达每秒24万公里（15万英里）。
　　为什么会这样呢？设想一个表面涂满小点的气球，当气球膨
胀时，小点便各自远离。假若有个小人站在任意一点上，在他看
来，其他所有的点似乎都远离他而去，而且离他越远的点远离得
越快。不论他站在哪一个点上，效果都会是一样的。
　　星系的行为使人们觉得宇宙仿佛正在膨胀，就像膨胀着的气
球一样。天文学家现在大都承认了这一膨胀的事实，而且对爱因
斯坦广义相对论中“场方程”的解释，能够与膨胀宇宙相符合。