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五、近代后期天文学
1。19世纪天文望远镜的进步
天文望远镜的不断进步对天文学的发展起着有力的推动作用。在 17世
纪，色差曾对天文望远镜的成象产生了严重的影响，后来牛顿指出望远镜的
色差是由于透镜对不同色光有不同折射率的缘故，他利用反射光原理制造出
第一台全金属反射望远镜，从根本上消除了色差。
反射式望远镜在18世纪发展很快。1781年，W。赫歇尔（1738—1822年，
英国）曾用一台直径15cm自制反射天文望远镜首次观测到天王星。这使他大
受鼓舞，接连磨制出口径不断增大的反射望远镜。1789年，他制成直径1。22
米，焦距12。2米的大型反射式望远镜，投入使用不久便观测到土星的两颗卫
星。这一成就奠定了赫歇尔的近代大型反射式望远镜开创者的地位。
1845年，帕森斯 （1800—1867年，英国）制成了直径达1。83米的金属
反射式望远镜，镜筒长度达到17米，它架在南北走向的两堵高墙之间，只能
在东西方向上略作调整。利用这台望远镜在观测星云M 时，首次发现了旋
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涡结构，后来又发现了几个类似的结构。后来帕森斯在观测M星云时发现它
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的形状象一只螃蟹，便定名为“蟹状星云”。
为了使大型望远镜能够灵巧地运动，以便适应观测的需要，工程师纳史
密斯（1808—1890年，英国）和天文学家拉塞尔（1799—1880年，英国）对
大型望远镜作了大量改进。1839年，纳史密斯设计了一种转动机构，使观察
者只要坐在目镜旁边，转动手轮就能自由调节望远镜的位置和角度，从而观
察到天空的任意部分。
1846年，拉塞尔首创赤道式大型反射望远镜，直径为61厘米，配备了
跟踪天体周日视运动的机械装置，他用这台望远镜发现了海卫1。1851年，
他又相继发现天卫1和天卫2。1861年，他又研制了一台更大的赤道式反射
望远镜，直径达到1。22米。
折射天文望远镜在消除色差方面也取得了重要突破。1730年，数学家C。M。
霍尔（1703—1771年，英国）发现，用冕牌玻璃做凸透镜和火石玻璃做的凹
透镜构成透镜组可以消除色差。后来光学家多朗德（1706—1761年）详细研
究了消色差理论。由于当时无法制造直径大于十几厘米的大块优质玻璃，因
而限制了消色差折射望远镜的发展。
19世纪初，吉南德（1748—1824年，瑞士）利用匀均扰动玻璃液的方法
制成了大直径的优质玻璃。在此基础上光学家夫琅和费（1787—1826年，德
国）与他合作，共同制成一架消色差折射望远镜，直径达到24厘米，焦距4
米。这台望远镜也是赤道式的，配有跟踪装置。1847年，德国的默茨等人发
展了这一技术，他们研制出直径达到38厘米的消色差折射望远镜。这样，在
19世纪不仅有大型的金属反射望远镜，还有了大型消色差折射望远镜，从而
大大推进了天文学的发展。
2。对太阳系的深入研究
大型反射式天文望远镜和消色差折射望远镜的发展大大帮助了天文学家
对太阳系的深入观测，他们最关心的天体之一便是月亮。1839年，比尔（1790
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—1850年，德国）和马德勒尔（1794—1874年，德国）根据观测资料重新绘
制了月面图，他们正确地推测出月亮是一个无水、无空气、无生命的天体。
从1830年到1840年，比尔和马德勒尔对火星作了10年观测，他们在此
基础上绘成了火星全图，并在图上标有经纬度线。1868年，普罗克托（1837
—1888年，英国）根据新的观测结果重新绘制了火星图，他把图上微红的区
域定义为陆地，把广阔的暗蓝色部分定义为海洋。1876年，弗拉马利翁（1842
—1925年，法国）描绘了十分详尽的火星图。后来，人们才注意到火星上有
季节的变化，因为火星上那些斑痕的形状和色泽在不同季节里有明显的变
化。人们还注意到火星和地球一样也存在极冠，极冠随季节消长。火星与地
球的相似引起了天文学家的极大兴趣。
海王星的发现是19世纪行星研究的重要成就。早在17世纪天王星就被
多次观测过，布瓦尔（1763—1843年，法国）根据这些观测数据，在 1821
年编出天王星运行表。但他的表与1821年以后和1781年以前的观测值不相
符，到1848年与观测值在黄经度上偏差达2′之多。有人认为可能在天王星
之外还有一个未曾发现的行星，它有时扰乱了天王星的正常运行。英国青年
数学家亚当斯 （1819—1892年）经过5年计算，在1845年计算出了这颗行
星的轨道，他希望格林威治天文台帮助寻找这颗星，但没有得到响应。几乎
同时勒维烈（1811—1877年，法国）也在研究天王星的反常运动。1846年他
计算出这颗未知行星的轨道参数，同时将结果通知柏林天文台的加勒 （1812
—1910年，德国）。加勒当晚就用望远镜在勒维烈预告的位置附近找到了这
颗行星，海王星就这样被发现了。
海王星是天文学史上首次由理论计算预测到的天体，它是摄动理论的伟
大胜利。勒维烈受此鼓励决定重新计算太阳系各大行星的运动轨道，并编制
新的星历表。但是这一工作并不完美，其中最重要的误差是水星近日点在每
世纪里比牛顿理论推算的结果多前进了38″，勒维烈以为在水星轨道内必然
还有一颗未知的行星，但是后来始终未能找到它，直到本世纪初广义相对论
提出后，水星近日点的反常运动才得到合理的解释。
太阳系中，彗星也是引人注意的现象。由于18世纪对彗星轨道的成功计
算，使得这方面的研究工作十分活跃。1818年，恩克（1791—1865年，德国）
计算了一颗当年发现的彗星轨道，轨道周期是3年零106天，他还认为这颗
星与1786、1795、1805年观测到的彗星是同一颗星。这颗彗星就定名为恩克
彗星。此后，恩克彗星总是如预计一样如期而至，成为哈雷彗星之后第二颗
按预测回归的例子。1828年，当恩克彗星接近太阳时，慧头逐渐变小，人们
于是猜测它是否在宇宙中失去了一些物质。这一现象直到本世纪中期才得到
合理的解释。
1826年，比拉（1782—1856年，奥地利）发现了一颗彗星，后来定名比
拉彗星。桑提尼（1784—1877年）在计算时考虑了地球、木星和土星的引力
引起的摄动，从而得出比拉彗星在1832年11月27日经过近日点，他的计算
与实际的误差仅有12小时。1846年1月13日，人们发现这颗彗星突然分裂
成二颗星，每一颗都有核和发，逐渐分离开来。1852年，当它们回归时彼此
已相距240万公里，但到1865年比拉彗星却失去下落。1872年11月27日
的夜晚，当地球恰好通过比拉彗星轨道时，却下落了一夜的流星雨，有大约
16万颗流星划破了夜空，它们似乎来自同一个点。流星雨在1885年还下过
两场，此后不复见到。天文学家们证明，这是比拉彗星所分开成的碎片，在
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轨道上继续绕太阳转动，其中一部分碎片为地球吸收进入大气层形成的壮观
景象。
直到18世纪末，人们对太阳还不大了解。银河系理论的创始人W。赫歇
尔甚至说太阳上有植物和居民存在，太阳光是由太阳的外层大气发出来的，
黑子是大气的孔隙等等，这些错误延续到19世纪中叶。这以后，天文学家加
强了对太阳黑子的观测和研究，其中德国一位药剂师施瓦布 （1789—1875
年）每天坚持统计黑子的数目，自1826年起持续了10多年。他终于发现，
黑子出现的频数以10—11年为一变化周期。到1861年，他积累的资料已经
超过二个周期，这才引起人们的注意。天文学家卡伦顿（1826—1875年，英
国）自1853年起也开始系统观测太阳黑子，他发现以日面上不同纬度统计的
黑子为基准判断出的太阳自转周期并不一致，他认为这说明太阳不象一个转
动着的固体球，太阳的表面似乎更象流体。卡伦顿还发现黑子的位置也存在
周期性变化；开始时黑子的平均纬度约35°，数目也少，结束时，平均纬度
是5°。这些发现为德国天文学家证实。
同一时期，人们也观测了地磁场的变化。1851年，拉蒙特（1805—1879
年，英国）发现地磁场不仅在一天里作周期性的变化，而且还存在以10年为
一个周期的变化。这两种平行发生的现象，使人们认识到太阳黑子对地磁场
存在影响，当然他们一时还不能理解这种关系的本质是什么。
日食观测也是研究太阳的手段之一。18世纪，人们已发现在黑暗日轮周
围有明亮的环和赤色的火焰。在1848年7月8日的日全食观测中，人们着重
研究了这一现象，他们把火焰叫日珥，把亮环叫日冕。1851年，人们拍下了
日冕的第一张照片，从此开创了用照相术研究日全食的方法。研究结果表明，
这些光辉是由太阳高层大气对日光的漫射和高温气体的运动造成的。
19世纪里关于太阳的研究虽然只取得了一些初步结果，但却为日后关于
太阳结构的研究铺平了道路。
3。恒星研究和宇宙构造学说
恒星观测和研究始于哈雷，他在18世纪比较了喜帕恰斯、第谷等人列出
的星表座标，发现在长约19个世纪里，天狼星、南海3和大角这三颗恒星的
位置有明显的移动，于是断定恒星在宇宙中存在真实的运动。
18世纪末，W。赫歇尔发现太阳也在运动，他说：“我想我们无权说太阳
是静止的，正如我们不应该否定地球的周日运动那样。”但19世纪初有人对
此产生了怀疑。1837年，阿格朗德尔 （1799—1875年，德国）研究了390
颗恒星的自行现象，结果证实了太阳在运动的结论。
还在18世纪天文学家们就在思考：既然太阳与恒星相仿，那么恒星是否
组成了一个更大的天体系统呢？1750年，赖特（1711—1786年，英国）提出
银河与所有恒星构成天体系统的假说。此后，哲学家康德和数学家拉普拉斯
等人又提出过进一步的星云假说。
杰出的天文学家赫歇尔一家，通过长期观测研究最先验证了天体的银河
系假说。赫歇尔自制了一架直径46厘米的反射望远镜，他细致地观测了事先
选定的天区，一一找到并数出区道中的星数、亮星与暗星的比例。这种方法
现在叫统计取样方法。他发现银河附近比起远离银河的地方恒星数目更加稠
密，暗星数增加更快。他共数了683个取样天区中的117600颗恒星，绘出了
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一幅银河系结构图，这幅图中银河系形状扁平，轮廓稍模糊，太阳居中。W。
赫歇尔开创了用统计取样方法研究银河系结构；用统计恒星自行方向研究太
阳运动；以及对双星、星团、星云的观测。他开创了恒星天文学分支，因此
被尊称为“恒星天文学之父”。
卡罗林·赫歇尔（1750—1848年，英国）是W。赫歇尔的妹妹。她终生协
助哥哥工作，独自发现了14个星云和18颗彗星。晚年整理了W。赫歇尔遗留
下的大批观测资料，于1828年出版了当时篇辐最大、最具权威性的星团、星
云表。
J。赫歇尔（1792—1871年，英国）是W赫歇尔的独子。1820年，他曾受
父亲委托参与创建英国皇家天文学会的工作。他的天文研究侧重在对双星、
星团和星云观测，并核查了他父亲的观测结果，这使他发现了347对双星。
1833年，他刊布了一本包括2307个星团和星云的表。他还提出过一种确定
双星轨道运动的图解方法。1833年，他在非洲好望角建立了天文观测站，从
1834至1837年他共观测双星2102对，星云和星团1707个。在南半球的天
文观测中他运用了取样统计方法，共统计了3000个选区中的68948颗恒星，
完全证实了上述银河系结构的论断。1838年以后，他专事天文资料的整理和
出版。1849年出版了《天文学纲要》，此书于1859年在中国翻译出版，书
名叫《谈天》。
由于赫歇尔一家人的成就，使银河系概念在19世纪中叶得以确立。
自哥白尼以来，人们长期寻求三角视差的测定，以便确定恒星到地球的
距离。这一工作因天文仪器的进步终于在19世纪30年代取得了成果。
贝塞尔（1784—1846年，德国）任柯尼斯天文台台长期间，长期从事恒
星位置的精密观测。他主编了著名的《波恩巡天星表》。1837年，他认为研
究恒星视差问题的条件已经成熟，决定选择天鹅座61号星为观测对象。1838
年，他宣布天鹅座61号星的视差是0″。31，由此推算该星座距地球为11光
年。同一时期，斯特鲁维（1794—1864年，俄国）选择织女星为观测对象从
事视差测定研究。1837年，他向彼得堡科学院报告织女星视差测量结果是0
″。125±0″。065，计算出织女星距地球27光年，此外他还将精密的测量方
法引入到双星观测中，共发现220对新的双星。1839年，亨德森（1789—1844
年，英国）在好望角测出人马座α星的视差是0″。91，但这个值并不准确，
后来经别人修正为0″。76，距地球4。3光年。此后，类似的测量结果不断有
报道。19世纪共测出70颗恒星对地球的视差和距离。
4。天体物理学的创立及成就
望远镜对天文学的发展作出过巨大的贡献，但望远镜存在一定局限，它
不能了解天体的化学组成，物理状态等。19世纪初，刚刚发展起来的分光学、
光度学和照相术开始应用于天文学，使天文学取得了一系列重大成就。这样
在19世纪下半叶新兴的天体物理学创立了。光谱学发端于牛顿的三棱镜分光
实验。1814年光学家夫琅和费（1787—1826年，德国）将望远镜、三棱镜和
直光管组成一个系统，命名叫分光镜。该系统由于用多个棱镜偏折光线，因
此使色散度增大可以精确测出各种色光谱线的位置。他发现太阳光谱不是连
续变化的，其中暗线多达576条，他用A、B、C、D（D与D）、E、F、G、H
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标志出最明晰的8条暗线，后人称做“夫琅和费”线。尽管他不能深入解释
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这些暗线的意义，但他肯定这些暗线是由日光自身决定的。后来夫琅和费又
用分光镜研究月亮、行星及恒星发出的光谱，结果表明这些天体的光谱同样
存在暗线。夫琅和费被公认是天体物理学的创始者。
化学家本生（1811—1899年，德国）和物理学家基尔霍夫（1824—1877
年，德国）揭示出光谱暗线的本质。他们将食盐撒在火焰上，通过分光镜可
以看到二条黄色亮线，其位置正好落在太阳光谱的D和D暗线上，于是他们
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让太阳光和钠光混合，投在分光镜上，出人意料的是D、D暗线并没有因此
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亮起来，反而更暗了。用另一种有连续光谱的光源代替日光重复上述实验，
结果在连续光谱上出现了D、D暗线，他们由此想到太阳中心发出的连续光
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谱一定被太阳表面的钠蒸气把黄色光吸收了，结果在地球上观察到的太阳光
谱就形成了D、D暗线。
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基尔霍夫通过深入研究发现了分光学的基本定律：①每一个化学元素都
有一种特殊的发射光谱；②每一种元素可以吸收它能够发射的光谱线，这叫
自蚀式自变现�