下载掌阅APP，畅读海量书库
立即打开
15 世纪以后，航海事业对天文学提出很多的要求，促进了天文学的大发展。天文观测精度不断提高，陆续发现托勒玫地心体系所推算的太阳、月球和行星的位置存在比较大的偏差。从科学上来说，这时的“地心说”已经破产了。然而，由于教会的支持，“地心说”依然不许人们怀疑。16世纪30年代后期，波兰天文学家哥白尼经过近40年的潜心观测和研究，终于断定托勒玫的地心体系是错误的，并建立了“日心说”理论体系，成为近代天文学的奠基石，使天文学跨入了近代科学的大门。
哥白尼1473年2月19日出生在波兰托伦市。18岁时进入克拉科夫大学就读，主修医学，但却热爱天文学。1496年，他到意大利博洛尼亚大学攻读法律、医学和神学，业余时间跟这个大学的天文学家德·诺瓦拉（Domenico Maria de Novara）学习天文。哥白尼于1506年回到波兰，成为弗龙堡大教堂的神父，可他把大部分的时间和精力都用在天文学研究上，成了一名业余天文学家。他买下教堂西北角的一座箭楼，作为宿舍和工作室。在旁边建了一个小天文台，常常整夜进行观测。哥白尼投注了近40年的心血，到了16世纪30年代后期，终于完成了他的科学巨著《天体运行论》（ De Recoluitonibus Orbium Coelestium ）。
图1-3 波兰天文学家哥白尼的画像和他的日心说示意图
这部著作共分为六卷。在书中，哥白尼给出了一幅宇宙总结构的示意图（图1-3）：中心为静止不动的太阳；最外层天球为恒星天，也安然不动；在恒星天之内按土星、木星、火星、携带着月球的地球、金星、水星分为六层。这一宇宙结构明确地把地球看成一颗普通的行星，正确地描述了6颗行星绕太阳的轨道运动。地球不仅公转，而且还绕轴自转。哥白尼对行星轨道周期的估计基本上是对的，对行星的顺行、逆行和留的现象也能给出满意的解释。他认为，火星的轨道在地球之外，地球跑里圈，跑得快，火星跑外圈，跑得慢，常会出现地球超过火星的情况，因此在地球上看火星在天球上的视运动就出现顺行、逆行和留的情况（图1-4）。哥白尼的日心体系建立在精确的观测数据和严谨的计算基础上，真实地反映了太阳系的构成和行星运行的情况，不仅成功地解释了行星的视运动轨道，还可以预测这些天体在未来某时刻的视位置。
图1-4 在地球上观测火星的视运动的顺行、逆行和留的轨迹示意图
《天体运行论》完成了，哥白尼亲眼看到教会太多的迫害和镇压活动，一直压着不敢出版。在朋友的催促和帮助下，这套巨著终于出版了。1543年5月24日，当书送到哥白尼手中时，他已经病重，危在旦夕。他用手抚摸着这本书与世长辞了。这本巨著出版后，即被教会宣布为禁书。《天体运行论》偷偷摸摸地在民间流传，直到19世纪中叶，其原稿才在布拉格一家私人图书馆里被发现。1873年，增补哥白尼原序的《天体运行论》出版了。1953年，《天体运行论》出第四版时，才补足全部原有的章节，这时哥白尼已经逝世410年。
哥白尼用科学的“日心说”，推翻了在天文学上统治了近2000年的“地心说”，彻底颠覆了宗教的宇宙观。这是天文学上一次重大的革命，引起了人类宇宙观的全面革新，哥白尼成为近代天文学当之无愧的奠基人。
在哥白尼发表阐述“日心说”的巨著《天体运行论》之后，相继出现了第谷（Tycho Brahe）、伽利略（Galileo Galilei）和开普勒（Johannes Kepler）等优秀的天文学家。
丹麦天文学家第谷对天体位置的观测很精确，达到当时最高的精度。通过长年累月的观测，第谷积累了大量资料。开普勒依据第谷的行星观测资料，分别于1609年和1619年公布了行星运动的三大定律，其内容如下：
（1）行星沿椭圆轨道环绕太阳运动，太阳位于椭圆轨道的一个焦点；（1609）
（2）行星与太阳的连线在相同时间内扫过的面积相同；（1609）
（3）行星绕太阳公转周期的平方和运行轨道半长轴的立方成正比。（1619）
开普勒的行星运动规律彻底摧毁了“地心说”体系，简化和完善了哥白尼的“日心说”，对物理学和天文学产生了重大影响。但是，当时并没有理论能解释开普勒三大定律，直到英国物理学家牛顿（Isaac Newton）追本穷源，出版巨著《自然哲学的数学原理》（ Mathematical Principles of Nature Philosophy ），才建立起一套能解释这些关系的物理理论。
牛顿1642年生于英格兰东部的一个小村庄。1661年，18岁的他进入剑桥大学学习数学。1665年夏天，因伦敦遭遇一场可怕的瘟疫，剑桥大学决定全校停课，迅速疏散。牛顿在回到家乡的18个月中发明了微积分，发现了白光的组成，提出著名的万有引力定律——两个物体之间的引力与它们质量的乘积成正比，与它们之间距离的平方成反比。牛顿通过论证开普勒行星运动定律与他的引力理论间的一致性，展示了地面物体与天体的运动都遵循着相同的自然定律，从而消除了人们对“日心说”的最后一丝疑虑。
开普勒行星运动定律和牛顿万有引力定律成为天体测量学和天体力学的理论基础，渗透到天文学领域的各个方面。18世纪，天体测量学和天体力学密切配合，相互促进，组织了精密的子午线观测、月球运动的观测和日地距离的测定等。这些都属于天体测量学的范畴，主要是满足航海的需要。到了18世纪末，天体力学取得了与天体测量学并肩的地位。
应该指出，从远古的天体测量到牛顿的万有引力定律，观测研究对象均为属于太阳系的天体，那时人类对宇宙的认识还是非常肤浅的，天文学家心中的宇宙就是太阳系。18世纪英国天文学家赫歇尔（Friedrich Wilhelm Herschel）把天文观测扩展至太阳系之外，研究了银河系的结构，成为人类认识宇宙历史上一个重要的里程碑。20世纪，美国天文学家哈勃（Edwin Powell Hubble）确认仙女座大星云是银河系之外的大型天体系统，人类的视野又从银河系扩展到河外星系，乃至整个宇宙。万有引力定律的应用也就从太阳系扩展到银河系、河外星系，以及整个宇宙。
被誉为“恒星天文学之父”的赫歇尔从1776年开始系统地观测恒星，坚持十多年一共获得117 600颗恒星的资料，记录下恒星的位置和视星等，最后通过恒星计数推测出银河系的结构。在当时观测的恒星中，他记载了848颗双星、三合星和聚星。他从1783年开始系统地搜寻非恒星类天体，共发现3000多个星云和星团。赫歇尔对天文学的贡献极其巨大，从太阳系跨越到银河系，成为人类认识宇宙的重要一步。
但是，从学科来讲，赫歇尔的研究基本上仍然属于天体测量的范畴，靠肉眼或光学望远镜观测天体，根据天体的亮度推导它的光度（天体单位时间辐射的总能量）、位置和运动。人类对天上星星的本质还是一无所知，既不知道天体的结构和化学组成，也不知道它们的温度、密度、大小、磁场等。光谱观测的出现带来了变化。
1666年，当牛顿还是一名大学生时，就发现了太阳的连续光谱。一束白色的太阳光通过三棱镜后投射到屏幕上，不同波长的光被棱镜分开了，呈现出红、橙、黄、绿、青、蓝、紫等各种颜色。这种观测实验称为分光观测，得到的彩色带称为太阳的连续光谱。这是最早对光谱的研究。其后一直到1752年，苏格兰人梅尔维尔（Thomas Melvill）第一次观察到发光气体的光谱线，他观察了钾碱、明矾、硝石和食盐等被连续放进酒精灯时所产生的光谱。之后，这类实验研究时有进行，人们已经开始把这些明亮的谱线与不同物质或元素联系起来。
1814年，德国天文学家夫琅禾费（Joseph von Frauhofer）成功研制了一台作为望远镜终端的分光镜，用来观测太阳，发现太阳的彩色连续光谱上有许多粗细不同且分布不均匀的暗黑的线（彩图1），大约有570多条。这就是著名的太阳吸收线。在这之前，他曾发现灯光光谱中有一种橙黄色的双线，现在称之为钠线。他希望能在太阳光谱中找到明亮的线。但是，他观测到的全是暗黑线。接着，他又观测一些较亮的恒星，发现它们的光谱各不相同，有的与太阳相似，有的则相差甚远。这是人类历史上第一次观测到太阳和恒星的光谱，成为天体物理学的开端。
夫琅禾费发现的这些暗线究竟是什么？给我们带来太阳的什么信息？尽管当时物理学的光谱研究已经开始，已经对明亮的谱线有所认识，但是对于太阳的暗黑谱线却不知为何物。直到1861年，德国物理学家基尔霍夫）揭开了这里面的奥秘。1859年，他来到海德堡大学任教，与这里的著名化学家本生（Robert Wilhelm Bunsen）合作，最后得出基尔霍夫光谱三定律，完满地解释了太阳的暗黑谱线。这三条定律是：
（1）凡是炽热的物体都会发出连续光谱；
（2）稀薄而且气压比较低的炽热气体会发出某些单独的明亮谱线；
（3）连续谱光源的光经过比较冷的气体后会产生吸收谱线，也就是比较冷的气体将连续谱光中某一波长的能量吸收了。
所谓连续谱，就是所有波长上都有辐射，但不同波长上的强度不一样，有一个明显的峰值。吸收谱线的产生如图1-5所示，温度为6000 K（开尔文，热力学单位，简称开）的气团发出的连续谱辐射经过温度为5000 K的气体后，有些波段的能量被吸收，形成了一条条暗的吸收谱线。而温度为5000 K的气团则因为处在高能态的电子跳到低能态而发出多条发射线。
图1-5 基尔霍夫光谱定律解释太阳光谱的吸收谱和发射线
基尔霍夫在《太阳光谱论》（ Zur Geschichte der Spectral-Analyse und der Analyse der Sonnenatmosphäre ）一书中探讨了太阳的结构和物理特性，结论是：太阳大气温度很高，金属处于气体状态；太阳的温度是外层低，越向里层越高；太阳黑子是温度较低的区域；在太阳大气中存在有钠、镁、铜、锌、钡、镍等元素。
从此，以光谱观测为手段的天体物理学诞生和发展起来了，其中太阳物理学发展最快、最为突出。太阳光谱观测迅速发展，很快就辨认出了太阳光谱中很多谱线是来自钠、铁、钙、镍等元素，证明太阳里有许多地球上常见的元素。研究人员还先于地球实验室，在太阳大气中发现了氦元素。后来，天文学家公布了详尽的太阳光谱图，记载了太阳光谱里从紫外区到红色区140 000条谱线的确切波长和强度，这些成果至今仍然是研究太阳光谱的基础。
在太阳物理学的刺激下，恒星物理学也发展起来，最主要的研究手段也是进行光谱观测。意大利天文学家赛基（Pietro Angelo Secchi）把恒星按照光谱分成4类，即白星、黄星、橙红星、深红星。他认识到这样的分类是和恒星的温度有关的。英国的哈金斯（William Huggins）弄清了这些恒星的化学组成，指出亮星具有和太阳相同的化学组成，它们的光线来自下层炽热物，穿过外层具有吸收能力的大气层而向外辐射。19世纪后期的光谱观测和分析工作则侧重于更精细的光谱分类，从而使天文学家产生了恒星演化的想法，这一想法在20世纪结出了丰硕的成果。
赫歇尔发现的众多星云也成为光谱观测的对象。天文学家最早知道的仙女座大星云和猎户座大星云，是用肉眼观察到的。星云可分为河内星云和河外星云两大类。一类是真正的雾状天体，“云”由气体和尘埃物质构成，处在银河系中。另一类以仙女座大星云为代表，它们处于银河系之外，是比银河系还大的独立的恒星系统，但19世纪时天文学家并不清楚，因为早期的望远镜分辨率很差，分辨不出来。19世纪星云物理学的发展主要是对星云进行光谱观测，能够给出这两类星云光谱特性的明显差别：前者是具有明线光谱的气体星云，后者是具有连续光谱的由无数恒星构成的星系。
光谱观测还发现谱线的波长会发生变化，这是多普勒效应导致的。如果天体是远离观测者而去，那么会发生波长变长的现象，称为红移。如果天体是朝向观测者移动，便会产生波长变短的现象，称为蓝移。红移值用 Z 表示，定义为 Z =））/ λ 0 ， λ 0 是谱线原来的波长， λ 为观测到的波长。根据红移值可以计算天体远离我们而去（退行）的速度。
光谱观测是天文观测的一次革命性发展，使天文学进入天体物理学时代，可以从天体的光谱分析中获得诸如化学成分、温度、磁场、大气运动等重要信息。