光譜線（１８１４年）

約瑟夫·馮·弗勞恩霍夫(1787—1826年)

牛頓曾用三棱鏡把光線分離成組成光線的色光，但是，約瑟夫·馮·弗勞恩霍夫量化了黑暗、狹窄的光譜線，使化學和天文學發生了徹底的變革。

1814年，馮·弗勞恩霍夫發明了分光鏡，用來測量通過三棱鏡的太陽光線中不同色光的彎曲度。他不像牛頓那樣用肉眼觀察光線。而是通過一個裝配在圓形刻度尺上的小型望遠鏡進行觀察。英國化學家威廉·海德·渥拉斯頓曾于1802年在太陽光譜中發現了7條暗線，而馮·弗勞恩霍夫則數出有574條，并測出了其中324條線的波長。他用從A至K的字母來標明最黑最突出的暗線，這一方法一直沿用至今。但是，馮·弗勞恩霍夫并不知道這些暗線是怎樣生成的。

1895年，德國化學家羅伯特·本生和德國物理學家古斯塔夫·基爾霍夫發現，每一種元素都吸收和發散自己獨特的光波組合，形成了一種像“指紋”一樣獨特的光譜線。因為太陽附近的大氣中含有一些氣態的化學元素，可以把直射的光束中的一些一定波長的光線消除掉，所以基爾霍夫和本生就可以計算出太陽的化學成分。光譜分析還使科學家們計算出實驗室樣品的化學成分，最終使他們發現了銫、銣、氖、氬這些以前沒有在地球上探測到的元素。而威廉·哈金斯進一步分析了太陽、月亮、行星、彗星、恒星和星云的光線。他的研究結果和其他研究結果之間有著很大的相似性，證實組成宇宙的元素和組成地球的元素相同。

星球進化(1920年)

阿瑟·斯坦利·愛丁頓(1882～1944年)，漢斯·貝特(1906～)

19世紀末，星球能量的來源依然是一個謎?？茖W家運用放射性測試法，證實地球以及其他星星至少有20億年了。單純地依靠內部燃燒的煤，或者通過收縮將勢能變成動能等簡單的解釋，都不能解開這一長期困擾人們的謎團。

1920年，阿瑟·斯坦利·愛丁頓提出與以往不同的觀點。他認為，高溫和高壓下的星球中心的氫可以慢慢地轉化為氦。太陽是一個帶有引力蓋子的巨大的氫彈，其中70％的成分是氫。按照目前的輻射速度測算，它有足夠運轉100億年的燃料。

由于1個氦原子比不上4個氫原子的體積大，按照愛因斯坦的E=mc²。公式解釋，聚變過程中多余的物質將轉化成大量的能量(以輻射的形式釋放出來)。1938年，漢斯·貝特和卡爾·魏茨澤克獨立地研究出精確的換算裝置。20世紀50年代中期的人們得以了解星球如何大規模地產生眾多的元素了。

20世紀初，艾奈·赫茨布朗和亨利·羅素繪制圖表證明，星星內在的亮度隨著它表面的溫度變化而發生變化。如今，這些“H—R圖”已經成為天文學上最常用的圖表之一，從中可以看出，星球并非任意地散落在圖上大多數星球除了沿著對角線分布外，還按照從寒冷而且暗淡的星到炎熱而明亮的星的順序排列。巨星的體積往往比小星大10～100倍。天文學家了解到，沿對角線分布的星球比較穩定。當氫耗盡時，星球的核心便會崩潰，突然間變得非常炎熱。此時星球內部的氦變為碳和其他的原子核，星球也隨即擴張變成紅色的巨星，最終大多數星球演變成為白矮星。

白矮星(1931年)

蘇不拉尼揚·昌德拉塞卡(1910～1995年)

1844年，天空北部最亮的天狼星搖擺不定，當時它正受到與其相鄰的一顆暗淡無光無法看到的星體的引力作用的影響。根據其運行軌道判斷，其鄰星(即天狼星B，天狼星本身為A星)的質量和體積應和太陽相似，但其亮度和溫度均較低。然而瓦特·西德尼·亞當斯測得的光譜顯示天狼星B和A同樣熾熱，甚至比太陽也有過之而無不及。考慮到其亮度較低，所以B星應該體積較小，近似于地球而遠小于太陽。

太陽之類的恒星一旦離開了核聚變的能量支持，生命也就走到了盡頭。而“白矮星”正是這類恒星崩潰瓦解的產物。亞瑟·斯坦利·愛丁頓在20世紀20年代測算出“白矮星”的密度比水密度高10萬多倍。在這種奇特的物理狀態中，原子結合緊密，導致電子被剝離出去。而量子效應最終使得這些“淪落”電子無法繼續壓縮，外在壓力讓星體穩定下來。

但這種壓力有時無法阻止引力作用導致的星體瓦解。1931年，印度天文物理學家蘇不拉尼揚·昌德拉塞卡斷言，質量大于太陽1.44倍的白矮星無法穩定下來，要么其表面過多的質量會在超新星大爆炸中被炸飛，要么其電子被質子俘獲，進而產生出中子和中微子。質量介于太陽的1.44倍和3.2倍之間的白矮星可能形成穩定的中子星，但如果質量超過太陽的3.2倍，星體就會不斷分解，直至形成黑洞。

亞原子幽靈(1956年)

沃爾夫岡，泡利(1900～1958年)，弗雷德里克·萊內斯(1918～1998年) 克萊德·考恩(1919—1974年)

當原子核射出電子，從而發生衰變時，能量可能消失了，也可能就此而產生了。物理學家們對此深感困惑。1930年，沃爾夫岡·泡利特意虛構了一種新的亞原子粒子以對此加以解釋，這種粒子可以帶走β衰變過程中的能量。雖然聽起來似乎模棱兩可，但實際上非常合理。

恩瑞克·費密將這種粒子命名為“中微子”。他建立了關于β衰變的詳細理論，這種衰變涉及一種新發現的基本力，也就是所謂的弱力。中微子只能感受到重力和弱力，不受電磁力和強核力的影響。這就使其非常滑，可以徑直穿越地球——能夠輕而易舉地攜走衰變的剩余能量而不被察覺。

然而，弱力的確使中微子偶爾與其他粒子相撞。1956年，弗雷德里克·萊內斯和克萊德·考恩在原子反應堆旁邊安裝了一臺探測器，清楚地看到了中微子撞擊質子產生伽馬射線的情景。

中微子望遠鏡——巨大的充滿液體的水箱，用于監控弱反應的副產物，現在每天都在探測太陽核心發生的聚變反應所產生的中微子。

按照粒子物理的傳統說法，中微子沒有質量。但1998年，日本的超級中微子探測器發現的證據表明中微子實際上有質量，只是很小。這可能是新的基礎物理理論即將產生的征兆，也可能意味著中微子的引力影響了銀河系等星系的形成。

脈 沖星(1967年)

蘇珊·喬斯林·貝爾·伯內爾(1943～)，安東尼·休伊什(1924～)

劍橋大學研究生喬斯林·貝爾與其導師安東尼·休伊什通過一個巨大的由2 048個獨立接收器組成、波長達3.7米的無線電天文望遠鏡，研究類星體經過太陽風時產生的閃爍。1967年7月，貝爾發現每個恒星日(23小時54分)接收器都會收到一種異常的信號?？焖儆涗泝x記錄顯示，這些信號是一系列極其有規律的無線電波脈沖，脈沖周期為1.33730113秒。他們以為可能發現了地球以外文明的第一批信號。但很快在另一個方向發現了又一個脈沖源，貝爾確信，“幾乎不可能有兩組眾多的小綠人選擇同一異常頻率，采用毫無把握的技術向同一不顯眼的行星地球發射信號!”

此后，人們又陸續發現了其他“脈沖星”，現在已知的脈沖星約600顆。1968年，托馬斯·戈爾德提出：脈沖星是迅速旋轉的磁中子星，是超新星的濃縮核，現在人們已經普遍接受了這一觀點。這些直徑為10千米至20千米的恒星作用如同天體燈塔，其光束來自磁極的“同步加速器發射”，即電子等帶電粒子高速穿過磁場時產生的電磁發射。該光束掃過地球時產生持續數十毫秒的脈沖。到達地球的脈沖波長稍微有些不同，因此，假如我們已知從發射點到接收點的電子密度，就能測算出脈沖源的距離。

伽馬射線爆閃(1973年)

美國國防部

20世紀60年代后期，美國“船帆座號”軍用人造衛星繞地球軌道運行，通過尋找原子彈爆炸發出的伽馬射線爆閃監測1963年的《禁止核試驗條約》的執行情況。每天大約發現一次伽馬射線爆閃，但結果證明這些爆發來自天體，而不是地球。1973年，托馬斯，克萊因和烏彭德拉·德賽證實，這些光子的強烈閃爍會在大約幾秒鐘內再次出現并消失，但在其存在期間一個“爆炸物”所釋放的能量可能比太陽整個存續期釋放的能量都多。

只有一部分爆炸源產生反復的爆閃。人們已經發現這些爆炸源與超新星的殘余物恰巧相合，超新星爆炸后留下的是中子星。已經有人認為所有的光子都是負電子與正電子在中子星表面互相湮沒的結果，開始時其能量達到511 000電子伏。正如廣義相對論所預測的那樣，射線隨后會隨伽馬射線“爬出”中子星的引力阱而被“紅移”，因此也就解釋了爆炸物能量范圍如此之廣的原因。

1991年4月，“阿特蘭蒂斯號”航天飛機發射了“康普頓伽馬射線天文臺號”人造衛星。它對伽馬射線源的觀察表明，爆炸物均勻地向各個方向分布。這有兩種可能，射線源要么像夜空中明亮的星星一樣靠得很近，要么像星系中鄰近的超星系團一樣離得很遠。

黑洞蒸發(1974年)

史蒂芬·威廉·霍金(1942～)

1679年，奧勞斯·羅默通過記錄木星的衛星衰落時間測量了光的速度。約在100年后的1784年，約翰·米歇爾牧師提出黑洞的概念。他提出我們可能看不見宇宙中最大的物體，原因是“這一物體發出的所有的光會被物體本身固有的引力吸回”。

質量是太陽3倍的恒星會演化變成黑洞(太陽的質量是2×10³⁰千克)。在雙星系X-I天鵝座中，一顆“恒星”幾乎肯定是個黑洞，其伙伴另一顆恒星的物質會落在它附近的扁平圓盤上，在加速時產生數量巨大的×光線。其他恒星成為活躍的星系核。它們是已知的最明亮物體，其大小也僅與我們的太陽系差不多。為保持均衡，它們的質量必須達到太陽質量的約100億倍。如此小的空間裝著如此大的質量，表明它們是超級大黑洞。

當一個物體落入黑洞時，它會加速，當靠近被稱作施瓦茲希爾半徑的洞中心時速度相當于光速。此時，從“視界”角度看，它消失并永遠觀察不到了。史蒂芬·霍金發現視界的表層面積永遠不會減少。但在1974年他發現了一個小孔。他將黑洞論、量子力學和熱力學結合起來，發現黑洞可以蒸發。視界外部產生的一對正能量的粒子和負能量的，負能量粒子落入黑洞，而正能量粒子逃逸。由于黑洞的重力能被用來產生粒子，逃逸的粒子實質上帶走了黑洞的一些質量。這些逃逸的粒子現在被稱作“霍金輻射”——黑洞畢竟沒有全黑。

1987A超新星(1987年)

伊恩·謝爾頓(1958～)

1987年2月23日，在智利拉坎帕納斯天文臺，伊恩·謝爾頓使用小望遠鏡發現了位于大麥哲倫星云中距地球18萬光年的一顆超新星。這顆爆炸的恒星令人異常興奮。這是發展現代天文儀器以來首次發現鄰近的新星。其原始恒星是一顆相當于20個太陽大小的藍色“小”超巨星，被稱作“SK—69202”，在爆炸前人們就已經詳細研究過它。在超新星達到最高強度之前已經被發現。

1987A超新星屬Ⅱ型超新星。當1.5個太陽大小的星核不穩定并坍陷時，會產生爆炸，體積以每秒鐘減少到原來的1×10^-6的速度縮小，形成直徑幾十千米的中子星。坍向超厚星核的物質反彈，通過恒星的硅和碳電子殼發出沖擊波，產生劇烈的核聚變。恒星表面溫度高達約50萬度，以每秒3萬千米(光速的10％)的速度噴向太空。超新星產生巨大光能，亮度短時超過一個星系。星核萎縮時產生的中微子一齊穿過恒星射向太空，帶走的能量是超新星發出可見光能量的好幾百倍。