科学史(下)-第47部分

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费舍对于单醣的基础研究工作（253　页），为许多人所继续，他提出一
个敞开的链形结构式，不过，人们现在公认的是霍沃思所提出的六成分型坏
形结构式。伊尔文（lrvine）与霍沃思和美国的赫德森（Hudson）使用甲醚
研究象蔗糖那样的双糖①。开始了氨基酸的现代研究的也是费舍。但迄今为止
用合成方法制出的结构最复杂的多肽类合成物，虽然分子量超过1300，还是
离蛋白质很远。蛋白质可以分为两类，其分子量分别为35，00O　与400，000
的简单倍数。现在虽然通过动物纤维的X　射线研究，得到了蛋白质分子结构
的形象，但仍有相当距离，人们还不能合成蛋白质①。

现代的物理与化学仪器，比五十年前的复杂得多了。个人很少能够建立
起一个实验室。业余爱好者虽然在过去对于科学作出了不少的贡献，但他们
的时代似乎过去了。现在大多数文明国家的政府都资助研究工作。英国将补
助费送结各大学和皇家学会去进行基础研究工作，至于工艺的研究则交给科

学与工业研究部、医学研究理事会或农业研究理事会去掌管。

①　
Irvine，Chem，Rev。1927；　Haworth，B。A。Repor，1935。

①　
Vickery　and　Osborne；　Physiol。Rev。　1928；Astbury，Trans；Faraday　Soc。　


第十一章恒星宇宙

太阳系——恒星——双星——变星——银河系——星的本性——星的演
掩——相对论与宇宙——天体物理学近况——地质学

太阳系

上面说过，刻卜勒关于太阳和行星的观测，已经提供了太阳系的模型，

但是在其中一个行星的距离还没有用地上的单位测定以前，这个模型的比例

尺度是不知道的。里希尔在1672—3　年间进行了这种测定工作（见150　页），

而且在若干方面还具有现代精确性：（1）1728　年，布莱德雷发现了远星的

“米行差”（当地球从一方横过这星光的行径，半年后又从反对方横过时，

观测者两次所看见的星光方向的差异）。当时这一发现被用来证明光以有限

速度进行，但因光速现已有他法测定，光行差反过来可用以测量地球的速度

与其轨道的大小了。（2）当金星经过地球与太阳之间时，由地球上两个站所

测定的时刻，也叮用来以三角学的解法，计算太阳的距离。（3）当小行星（爱

神星）于1900　年经过地球附近时，曾以三角测量法测定其距离。

以上三个方法所求得的太阳系的大小，是一致的：从地球到太阳的距离
是9280　万（后改为9300　万）英里，相当于光以每秒186，000　英里的速度行

8。3　分钟的距离。太阳的直径为865，000　英里，其质量为地球的332，000
倍，其平均密度为每立方厘米1。4　克，而地球的平均密度为5。5　克。
我们关于太阳系的知识，在1930　年由于汤姆保（Tombaugh）在海王星轨
道以外发现了一颗新行星而扩大了。美国亚利桑那州旗杆天文台对天空某些
可能发现行星的区域，作了填密的搜索，方法是将几天时间内所拍的两张照
片加以比较，照片上如果有一个光点改位，就说明那是一颗行星。这颗新行
星围绕太阳运行一周需248　年，其平均距离是36　亿7500　万英里。这颗行星
命名为冥王星。冥王星轨道的直径为73亿5000万英里，可以看做是现今（1946　
年）所知的太阳系的范围。

人们时常讨论别的星球是否有生物居住，对于太阳系而言，这问题便成
了别的行星上的情况如何①。这些情况中最重要的一个是行垦外围的大气的性
质。大气的存在依靠“脱离速度”，——即气体分子运动时足以使其脱离行
星引力的羁绊的速度。这速度的数值为V2＝2GM/α，式内G　表引力常数，M
表行星的质量，A　表其半径。以每秒英里计，对于地球，V=7。1，对于太阳为
392，另一极端，对于月球为1。5。运动最快的分子是氢分子，在0℃为每秒

1。15　英里。根据秦斯的计算：如果脱离速度为分子的平均速度的4　倍，在5
万年内大气便完全逃逸，如果为5　倍，则逃逸率便小到不足计较。因此月球
上没有大气，大的行星，如木星、土星、天王星与海王星，比较地球有更多
的大气，火星与金星上的大气可以和地球上的相比拟。金星上多二氧化碳；
但显然没有氧气与植物；那里的条件尚不能使生物存在，而火星上呢，生物
存在的机会似已过去，或将近过去。
①　F。J。M。Straton；Astronomical　Fhysics；London　；　1925。　Sir　J；H。Jeaus；　Astronomy　ard　Cosmogony　；　Cambridge；　
1928。A。S。Eddington；　Stars　and　Aoms；Oxford；　1927；T。C。Chamberlin；　The　Two　Solar　Families；　Chicagc；　1928。　

①　
H。Spencer　Jones，Life　onotherWcrlds，　London，1940。


恒星

冥王星轨道以外，是一片洪渺无边的空间。当地球在六个月内由轨道的
一边行至它一边时，凭借缜密地观测可以察知最近的恒垦在较远的恒星所形
成的背景上改位。再过六个月恒星的位置复回到原处；如果把这些星本身的
微小运动略而不计的话。由于我们已经知道地球轨道的直径，只要把恒星本
身的微小运动和光行差估计在内，根据一颗星在六个月内的视差，用三角测
量法，便可推求恒星的距离。

1832　年，韩德逊在好望角对恒星视差进行了观测，接着在1838　年，便
有贝塞耳（Besscl）和斯特鲁维（Struve）进行了精密的测定。用这样的方
法发现，最近的星，一个微弱的小光点，叫做半人马座比邻星，距离我们达
24　万亿（2。4×l013）英里（光须走4。1　年），约为冥王星轨道的直径的三千
倍。明亮的天狼星的距离为5×1013　英里，或8。6　光年。约有两千颗恒星的
距离，已用这个方法测定到相当高的精确度，但这个方法现今只可应用于十
个光年以内的恒星。

晴明的夜里，人眼所见的恒星可达数千。如果使用口径愈来愈大的望远
镜，则可见的星愈多，数目的增加并不与望远镜的口径成正比例，因此我们
可以说：恒星的数目不是无穷多的。美国威尔逊山天文台的100　时反射望远
镜，在1928　年是世界上最大的望远镜，能够观测到的星数估计约为一万万
颗，而在我们的星系（银河系）里，恒星的数目，据不同的估计为为15　万万
颗至300　万万颗不等。200　时反射望远镜现在正在制造中①。

希帕克过去依照星的亮度，将星分为六个“星等”，而现今已将这尺度
扩充到包括20　等以外的微弱星，其亮度只有一等星的万万分之一。这种量度
的方法，自然是依据地球上所看见的恒星的视亮度为标准。对于一颗已知其
距离的星，我们可以计算它移至某一标准距离时应有的视星等，这种星等叫
做绝对星等。

如果挟绝对星等分类，则在所有星等的数值中都有星的存在，但如赫兹
普龙（Hertzsprung）所指出，而后来为罗素（H。N。Russell）所证实的：高
星等与低星等的星的数目，比较中星等的星多。前两者叫做“巨星”和“矮
星”。以后还要详细谈到。

同一光谱型而距离已知的恒星证明，绝对星等和某些谱线的相对强度之
间具有有规则的联系。因此仔细研究这些有决定性的谱线，可以求得未知距
离的星的绝对星等，然后再根据其视垦等以估计其距离，即使这距离远到不
能以视差的方法来测量。这是估计恒星距离所用的几个间接方法之一。

双星

许多里用内眼看似乎是单颗，用望远镜看，乃是成对的。有些成对的双
星，可能互相离得很远，所以看来很接近的原因，是由于它们几乎在同一视
线上。然而双星的数目很大，用恰巧在同一视线上的说法，不足以解释全部
双星。在大多数情况下，双星中的两星之间，一定有某种关系。成廉·赫舍

①　这座大望远镜已于1948　年完工，能拍照到微弱到23　等的恒星与星云，估计数目达千万万颗之多。——
译注

耳于1782　年开始观测双星，到1793　年，他已经找出足够多的双星的行径，
可以证明双星围绕着位置在椭圆形一个焦点上的公共重心，而运行在椭圆轨
道上。因而他证明，双星的运动也遵循牛顿在太阳系里所寻得的引力定律。

由距离和轨道都已测定的一些双星，可以算得它们的质量，一般是太阳
的一半至三倍。这与由其他方法所得的结果颇为吻合。各类星质量上的差别
并不很大，而其大小与密度却有极大的差别。

有些双星的两个成员相距太近，以至不能用望远镜分开，但可用分光的
方法去分辨它们。如果我们的视线恰在双星的轨道平面上，当双星的联线垂
直于视线之时，则一星向我们而来，他星背我们而去。于是按照多普勒原理，
一星的光谱的谱线将向蓝端移动，而他星的谱线则向红端移动，因而在双星
光谱中，其谱线的数目必至加倍。但当两星的位置一前一后时，它们便在横
过我们的视线方向运动，因而其光谱里便无谱线加倍的现象。靠观测这种光
谱上的变化，我们可以估计其绕转的周期与速度，并可计算两星的质量之比
值。如果目视与分光两种测量均属可能，则两星的质量都可以求得。

1889　年，皮克林（E。C。　Pickerin）首先以分光的方法发现一对双星。
他宣布大熊座星光谱中有些谱线加倍，表示这颗星是周期为104　日的双星。
自此以后成百的“分光双星”被人发现，主要是在美国和加拿大的天文工作
者用了大望远镜与摄谱仪，而且在清朗空气中工作所发现的。

变星

许多恒星的光常改变其强度。如果变化是不规则的，这或者是由于炽热
气体的屡次爆发，但光变的周期，在许多例子中，是颇有规律，因此，可以
推断，光变的原因或者是由于当一颗亮星与其暗的伴星互相环绕运动时，亮
星的光的一部或全部，于一定时间为暗星所遮蔽，而形成亮星的星食。这个
解释有时可从光谱得着证实，因为当亮星在向着或离开地球运行时，其谱线
发生周期性的移动。根据亮度随时间变化的曲线，再加上谱线的测量，常可
以对某些双星系有很完全的了解。例如大陵变星与天琴座β星就是这样。

双星的数目很大，还有更为复杂的体系——聚星，也可以用相同的方法，
加以识别和研究。例如我们熟悉的“北极星”，由分光测量，知其含有每4
日互相绕转一周的两星，还有一个以12　年为周期的第三星，以及一个以大约
两万年为周期的第四星。

更有其他变星如仙王座δ星（造父变星），不能用星食说去作解释。它
们每隔几小时或数日进发出比它们的最小亮度强若干倍的光辉。这种造父变
星中的短周期的一类，表明其光变周期与其光度或绝对星等有一定的关系，
这关系是1912　年哈佛大学勒维特（Leavitt）女士所发现的。这个发现的价
值立刻为赫兹普龙及那时在威尔逊山天文台工作的夏普勒（Shapley）所认
识。这现象很有规则，可用以测量距离未知而据与此同类型的星的光变周期，
去估计其绝对星等；再观测这颗星的视星等，便可计算其距离