Astronomy 版 (精华区)

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标  题: 欧洲十八十九世纪天文学
发信站: 哈工大紫丁香 (2003年05月25日12:15:41 星期天), 站内信件

   十八、十九这两个世纪是近代天文学的大发展时期。由于分光学光度学和照相
术的发展，天文学向着研究天体的物理结构和物理过程的天体物理学方向发展。

    由于技术的发展，天文望远镜及其终端设备、附属配件的性能越来越好，这就
使天体测量的精确度日益提高，从而导致了一系列重大发现，如恒星自行、光行差
等。而天体测量学的进步，又推动了天体力学，使它在近代数学的基础上得到极大
的发展。 到了十九世纪中叶，天体物理学诞生了。从此人们得以逐步深入地认识
天体的物理本质。

    1725～1728年间，布拉得雷在测定天龙座视差时发现周年光行差现象。1727～
1732年他又发现章动现象 ；后经过二十多年的观测，终于在1748年确认章动的存
在，并定出光行差常数。

    1716年哈雷提出了观测金星凌日的方法来定太阳视差。经过一个多世纪的实践，
效果仍不理想。小行星发现后，德国伽勒提出改用观测小行星来定太阳视差 ，
这个方法一直使用到现在。1895年所得结果为8"802，同今测值已十分接近。

    经纬度和钟差的测定是天体测量学的任务之一。1756年德国迈耶尔导出中星仪
测时基本公式 ；十九世纪初，高斯提出同时测定纬度和钟差的多星等高法；1857
年美国太尔各特改进了十八世纪丹麦赫瑞鲍的发明，提出测定纬度的太尔各特法。
这些成果至今仍有实际意义 。

    在这两个世纪中，天文学家编制了许多星表，其规模越来越大，精度越来越高
。其中 最著名的有1798年和1805年出版的两册《布拉得雷星表》，对近代恒星自
行的研究过重要作用；1859～1862年发表的《波恩巡天星表》，载星324000多颗。
直到二十世纪五十年代，国际天文学联合会还要求重印这份星表及其所附星图。

    由于航海的需要，这一时期的天体力学致力于研究受到其他天体摄动的大行星
和月球的运动，以求获得一份精确的历表。1748年和1752年，欧拉在研究木星和土
星的相互摄动中 ，首创任意常数变易法，后来拉格朗日发展了欧拉的方法，导出
描述轨道要素变化的拉格朗日方程。

    1799～1825年拉普拉斯出版《天体力学》，全面总结了十八世纪的工作，提出
比较完整的大行星运动理论和月球运动理论。后经过泊松、勒威耶、汉森等人的努
力，到十九世纪下半叶，纽康建立了除木星和土星以外所有六个行星的运动理论；
希尔建立了木星和土星的运动理论。他们的工作至今仍是编算天文年历的依据。

    早在十七世纪，荷兰学者惠更斯就发现了火星极冠。1761年，俄国罗蒙诺索夫
根据金星凌日的观测 ，作出了金星表面有大气存在的正确结论。这一时期对大行
星的研究还只限于作表面细节的观测。此后不断有人描绘火星表面图。1877年以后
，意大利斯基帕雷利绘制的火星表面图较为有名。火星上有“运河”的设想便是他
提出来的。

    海王星的发现是这一时期最伟大的成就之一。1781年，赫歇耳偶然地发现了天
王星。此后四十年中它的计算位置与实际观测始终不符。人们设想这是一颗未知行
星对天王星摄动的结果。1844～1846年，亚当斯和勒威耶各自进行了计算，伽勒根
据勒威耶的推算，在1846年9月发现了海王星。

    1772年，德国波得宣布了反映行星距离规律的提丢斯-波得定则 ，天王星的发
现也证明符合这条定则。因此人们开始注意并努力在这条定则所指出的木星和火星
之间的空隙寻找未知天体。1801年，意大利皮亚齐发现了第一颗小行星——谷神星
。高斯的计算表明，它的轨道正在木星和火星之间。第二年德国奥伯斯又发现了一
颗小行星——智神星。1804和1807年又各有人发现一颗小行星。

    它们之所以被称为小行星，因为它们的体积都很小 ，它们同太阳的距离都与
谷神星相似。因此，奥伯斯提出第一个小行星起源的假说，认为小行星是一颗大行
星崩溃后的碎片。此后发现的小行星逐年增加，到1876年已达172颗。

    1877年，美国柯克伍德指出，由于受到木星强大的摄动，小行星空间分布区域
中有空隙。在空隙区域里，小行星周期和木星周期成简单比例。这个发现在天体动
力学的演化研究上有重要意义。

    1758年底，哈雷彗星回归，证实了哈雷于1705年所作的预言。此后，彗星成为
天文学研究的重要对象。1811年，奥伯斯提出，彗星是由微小质点所组成的，被一
种带电的斥力将它们抛向同太阳相反的方向。1877年，俄国勃列基兴按斥力和太阳
引力之比将彗尾分为三型，由此开始了近代彗星结构理论的研究。

    太阳黑子观测是在天体物理学诞生以前太阳研究中最有成绩的一项。1826～
1843年德国施瓦贝根据长达十七年的观测，得出黑子有10～11年的周期变化。
1849年，瑞士 的沃尔夫追溯了直到伽利略的观测，提出用统计方法研究黑子的消
长规律，并定出标志太阳活动的指数，即沃尔夫黑子相对数。它至今仍为天文学界
广泛使用。

    1718年，哈雷把他观测到的恒星位置同喜帕恰斯、托勒密的观测结果相比较，
发现天狼、参宿四、大角等星的位置本身有变化，由此发现了恒星的自行。1748年
，布拉得雷提出，恒星自行可能是太阳运动和恒星运动的综合结果。1783年，赫歇
耳通过对 七颗星的自行的分析，得知太阳在向武仙座方向运动，此后又通过对27
颗恒星的分析，求出运动向点，和今测点相差不到10°。1837年，德国阿格兰德尔
分析了390颗星的自行，证实了赫歇耳的结论。

    1814年，德国夫琅和费制成第一架分光镜，用来观测太阳，发现了太阳的光谱
线。他所定的A、B、C、D等主要谱线的名称一直沿用至今。

    1859年，德国基尔霍夫和本生合作研究光谱，发表分光学上的基本定律——基
尔霍夫定律。从此天体物理学便迅速发展起来，而不久前发明和发展起来的光度学
、照相术也为天体物理学的发展提供了重要手段。

    基尔霍夫在1859年指出，太阳光谱里的黑线是因光球发出的连续光谱被太阳大
气吸收而造成的。他把这些谱线和实验室里各种元素的光谱加以比较，证认出太阳
上有许多地球上常见的元素，如钠、铁、钙、镍等。这说明太阳大气的温度很高，
而光球的温度还要高得多。

    1869年，英国洛基尔观测到日珥光谱中一条橙黄色明线，认为是未知元素“氦
”所形成的。26年后，英国化学家雷姆塞从地球上的矿物中把它分离出来。1869年
，美国哈克内斯发现日冕所发出的一条棕色谱线。次年经美国 科学家扬测定，认
为是未知元素“氟”所产生。直到1941年，瑞典分光学家埃德伦作出解释：它是铁
原子在高温(达100万度)下电离失掉14个外层电子后发出的禁线。

    除太阳光谱外，人们也开始注意恒星光谱。1863年，意大利塞奇用低色散摄谱
仪观测恒星，进行光谱分类。1868年，他刊布包含4000颗星的星表，将恒星光谱分
成四类，并猜想他所分成的蓝白色星、黄色星、橙红色和深红色星这四类，一定与
温度有相当关系。

    1885年，美国 皮克林首先使用物端棱镜和照相方法拍得昴星团的光谱照片，
由此便开始了恒星光谱分类的新时期。1890年，美国哈佛大学天文台发表了第一份
《亨利·德雷伯星表》。

    1865年，英国的哈根斯将谱线证认工作扩充到恒星光谱，证认出参宿四、毕宿
五等亮星里有钠、铁、钙等元素的谱线。他对恒星光谱线位置进行了细致的测量，
在1868年发现因多普勒效应而产生的微小的谱线位移，由此他测出恒星正在接近或
离开我们的视向速度。

    十九世纪下半叶发明偏振光度计和光劈光度计，从此人们得以对恒星的光亮度
开始进行科学的测量。1861年，德国泽尔纳刊布了第一个光度星表。1872年，有人
把大陵五的光度变化解释为一颗暗星绕一颗亮星运行时彼此掩食的结果。1880年，
皮克林算出了这对双星的轨道和大小。1888年，德国沃格耳根据对大陵五视向速度
的研究也证实了 皮克林的结果。对大陵五这类食变星的研究，使人们得到许多关
于恒星的物理结构的知识。

　

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