恒星是由什么物質構成的？

劉聲遠

法國著名哲學家孔德在1835年如此寫道：“我們無法想象，有朝一日能找到確定恒星化學組成的辦法。”這句話未免過于悲觀。事實上，到1857年，也就是孔德去世那一年，天體物理學家已經在著手探查恒星的組分，而他們所使用的工具——光譜，早在1835年就已發明。

1802年，英國科學家威廉·海德·沃拉斯頓讓陽光通過一條裂縫形成狹窄的光柱，然后透過一面玻璃棱鏡把光柱散射成太陽光譜。他注意到，陽光的色彩被黑色線條分隔開：光譜的紅色部分有兩條暗線，綠色部分有三條暗線，藍-紫色區域有兩條暗線。沃拉斯頓當時推測，這些線條不過是色彩之間的空隙。但他的這一發現激起了德國物理學家約瑟夫·馮·夫瑯和費的興趣，后者得以在19世紀第二個十年中產生了更詳細的光譜——在太陽光譜中辨識出574條譜線。今天，太陽光譜中的所有暗線（比夫瑯和費發現的還要多）被統稱為夫瑯和費譜線。19世紀50年代，有關夫瑯和費譜線來源的首條線索浮現出來。

這始于羅伯特·本生和古斯塔夫·基爾霍夫在德國的工作。本生是著名的實驗室器具——本生爐的發明者（本生爐是一種燃燒爐，以可控方式混合氧和可燃氣體，從而產生透明的火焰。本生爐被用于檢測化學物質，其原理是通過物質燃燒產生的火焰色彩來識別這是什么物質）。本生和基爾霍夫合作研發了一種裝置——光譜儀，它包括一道讓光線通過的狹縫、一臺讓光柱變窄的瞄準儀、一面散發光線成彩虹模式的棱鏡，以及一個用于觀察光譜的目鏡。夫瑯和費在他的工作中使用的是棱鏡和目鏡的組合。

斑斕火焰

本生和基爾霍夫知道，當不同的物質被放進本生爐產生的明亮火焰中時，它們燃燒時會產生不同的顏色。例如，微量的鈉會讓火焰變黃，而銅會讓火焰變成綠藍。他們使用光譜儀對來自這些火焰的光線進行分析，結果發現每種元素都以精準的波長在光譜中產生明亮的線條。對于鈉來說，這些線條出現在光譜的黃色部分；對于銅而言，出現在綠藍部分；以此類推。一天晚上，在海德堡的實驗室中，他們分析了來自于16千米外的曼海姆市一場大火的光線，辨識了火焰中存在的鍶和鋇所產生的光譜線。

據說，那場大火后的某天，在本生和基爾霍夫沿著流過海德堡的一條河散步時，本生對基爾霍夫說：“如果我們能確定曼海姆大火中物質的性質，那么也應該能對太陽做同樣的事。但人們會說我們瘋了，竟然去夢想這樣的事。”

他們把注意力轉向了太陽光譜，并且發現：由夫瑯和費發現的許多暗線，都與在實驗室中被加熱的不同元素所產生的明線以完全相同的波長位于光譜中的相同部分。這一發現的含義就是，這些元素存在于太陽的外層。本生和基爾霍夫認為，當來自太陽炙熱內部的光線穿越太陽外層時，這些元素會以特定波長從光譜中移出光線，而不是為光譜添加明線。基爾霍夫是這一推想的主要提出者。

那么，太陽的這些線條是怎樣產生的呢？當時無人能給出確切的答案。直到19世紀60年代，人類終于進步到有可能查明太陽和恒星成分的地步。

在19世紀最后幾十年里，天文學家還發現：太陽光譜甚至恒星光譜中的許多元素，其實在地球上也存在。他們由此很自然地假設：總體而言，太陽的組成和地球的組成相當類似。但這個假設實際上是錯的——恒星的組成物質比地球的簡單得多。現在我們已經知道，包括太陽在內，恒星大部分由氫和氦組成，只有微量的其他元素。但在19世紀60年代初，甚至無人知道有一種叫氦的東西。氦的發現標志著太陽和恒星光譜學時代的來臨。

一條黃線

發現氦的領軍人物是英國天文學家諾曼·洛克耶。他的最大建樹出現在1868年10月20日，當時他用一種新的光譜儀分析了來自太陽外層的光線。這些觀測緊跟法國天文學家皮埃爾·讓森于同年8月18日在印度對日食期間太陽外層的觀測。當時，月球阻擋了來自太陽表面的亮光，讓森得以探察到正好位于太陽表面上方的物質的光譜線。他注意到，太陽大氣上層——色球層光譜中的明線（包括一條明亮的黃線）靠近但明顯有別于鈉線。這條黃線的波長后來被測定為587.49納米。

1868年10月20日，在不知道讓森的上述發現的情況下，洛克耶使用他的新型光譜儀觀測太陽大氣層，并且發現了同樣的黃線。讓森和洛克耶的發現都在1868年10月26日被提交到法國科學院。但洛克耶領先一步地聲稱那條黃線一定與一種此前未知的元素有關，他還把這種元素取名為“氦”，這個名字源自于“太陽”一詞的希臘文：赫（氦）利俄斯。

這是一個有爭議的說法。但在1895年，蘇格蘭物理學家兼化學家威廉·拉姆齊發現，一種此前未知、由鈾釋放的氣體在光譜中產生了靠近鈉線的一條明亮黃線。拉姆齊起初稱這種氣體為“氡”，但在他的同事威廉·克魯克斯指出這條黃線與洛克耶在太陽光譜中發現的那條黃線位置完全相同后，讓森意識到它實際上就是氦線。他后來把“氡”這個名字給了另一種氣體。其實，光譜學早在這之前27年就準確監測到了地球上存在氦元素。

女性建功

下一個重要角色是1900年出生的塞西莉亞·佩恩。1919年，佩恩贏得獎學金入讀劍橋大學紐漢學院，主修植物學、物理學和化學，但無法獲得學位——劍橋大學直到1948年才給女性頒發學位。1923年，佩恩離開英國前往美國。僅兩年后，她就發表了一篇相當出色的論文，證明太陽主要由氫組成。但被時代原因所限，直到兩名男天文學家各自獨立地得到同樣的結論后，佩恩的觀點才被全面認可。

到20世紀20年代，物理學家（當然不包括本生和基爾霍夫）終于知道了：原子是由小小的中心原子核，以及與它相隔一定距離的一個或多個電子組成的。當電子吸收光線的特定波長，躍遷到原子內部的一個更高能級時，就會在光譜中產生暗線；當電子能級下降，并且以光線的光子（這在當時也是不知道的）形式釋放輻射時，就會在光譜中產生明線。佩恩測量了恒星光譜中的吸收線，并且證明了溫度（尤其重要）和恒星大氣壓會影響大氣原子的離子化。當一個原子或分子失去或得到電荷時，就會發生離子化。每顆恒星的光譜都不同，這不是由于恒星的組成不同，而是因為恒星大氣層中的離子化數量不同。

佩恩解釋了數百條夫瑯和費譜線中的這一復雜模式，并且弄清了很重要的一點：要想解釋這些觀測結果，必須計算出處于不同離子化階段的不同元素的比例。她算出了太陽和恒星的18種元素比例，發現它們都有接近相同的組成。但更大的驚奇是，按照她的分析，太陽和恒星幾乎全部由氫和氦組成，而其他所有組分加起來，僅占恒星組成中的2%——所有的恒星都是一樣的。也就是說，宇宙中大多數物質都以兩種最輕元素——氫和氦的形式存在。

佩恩堅信自己的結論無誤，但在1925年，這個說法幾乎無人相信。在佩恩的上司哈羅·謝普利把她的論文發到普林斯頓大學接受第二次審查時，后者的回答是：佩恩的研究結論“很明顯不可能”。按照謝普利的建議，佩恩在這篇論文中加了一句：“恒星大氣層中存在巨量氫和氦，這幾乎完全不真實。”佩恩在論文被接受，并獲得博士學位后寫了一本書——《恒星大氣層》，希望天文學界的同行們能接受這樣一個事實：她的研究結論幾乎確定無疑。

最終，佩恩的結論被科學界認定，而原因也是有其他天體物理學家先后獨立證實了她的發現。1928年，德國天文學家阿爾布里希特·昂索德對太陽光進行了更詳盡的光譜分析，發現其中氫線的力度暗示：太陽的氫原子數量是其他任何一種原子的大約100萬倍。1929年，運用一種不同的光譜學技術，愛爾蘭天文學家威廉·邁克科里證實了這一結論。

到20世紀20年代末期，天文學家已經知道恒星的組成——大部分是氫和氦，還有可運用光譜學技術測定比例的其他元素。