物理学的其他发展

到目前为止，我们已经提到了当今世纪物理学的各项主要的新进展，但如果就此停止，将会造成一个非常错误的印象。在近些年中，大量的工作被投入到发展和拓展19世纪的研究成果，尤其是拓宽实验室中的温度和压力的界限，研究随之而来的新条件下物质的特性。

也许将界限拓宽的最显著的成就是低温方面，当然有两个困难，第一是将作为研究对象的物质带到所需的低温中，第二是将它保持在低温中。

在19世纪早期，盖—吕萨认为，当气体自由膨胀且不做功，它将不会经历温度变化，因而没有能量变化。后来，焦耳、开尔文爵士等人发现这并不完全正确：通过多孔塞进入真空的气体会慢慢冷却，因为在克服气体分子相互引力的过程中，功被消耗掉了。在低温状态下，温度的下降可能是显著的，将气体一遍又一遍通过多孔塞，温度可能不断降低。通过这个原理，詹姆斯·杜瓦成功地在1898年将氢液化，温度为-252.7℃。在此之后，其他许多气体相继实现液化，直至最后，卡莫林在1908年将氦在高于绝对零度4.22℃时液化，从而使最后一种气体也可以在液体状态下存在。

第二个困难由詹姆斯·杜瓦的“真空烧瓶”解决，如同我们已经知道的，一层空气可以成为很好的非导热体。我们穿上衣服，在皮肤之外便形成一个这样的空气层。空气越稀薄，热绝缘性越好，因而完美的真空是理想的非导热体。杜瓦真空烧瓶运用了这个原理，它包括两层壁，二者中间为真空，这是我们经常用来为汤和咖啡保温的通常的商业“暖水瓶”。杜瓦使用它来为液体空气或其他物质保冷，在研究低温条件下的物质方面，其功效被证明难以抹杀。

卡莫林·昂内斯在获得液体氦后并没有停下脚步，而是与雷顿的一组同事一道进入超低温领域，并很快到达绝对零度外1度的范围，现在有磁手段可以进入绝对零度外百分之二度的范围内。

达到这些低温开辟了一个广阔的新领域——研究那些几乎不受其分子的热运动打扰的物质，这里，物质的很多特性都被证明与我们在日常生活中所知道的完全不同。卡皮查已经证明，大多数物质的磁特性在低温条件下会发生显著变化。1935年，葛生和罗琳发现绝对零度外2.19℃范围内的还会完全改变其性能，几乎可以变成另外一种气体，即现在所说的氦II。这种气体几乎没有黏性，并且具有令人惊异的导热性，但也许最令人吃惊的特性是“超导性”，当一个金属在冷却到某个体现该金属特性的低温之下时，它就会变成完美的电导体。在任何普通温度下，导入环线但没有保持住的电流会在不到一秒的时间内消失，但在足够低温下，电流可能会继续其动量直至多个小时甚至多日。这最后一个效果已久为人知，但还没有令人满意的理论来解释，而且对多个低温现象而言都可以出现同样的情况。他们更多的是提出了问题而非为科学的主体提供答案，在科学史中仅仅需要一带而过。

在高温方面，需要记录的更少。现在已经可以达到接近20000℃，但在这种条件下可以做什么还知之甚少。自然在恒星中为我们提供了更高的温度，并以自己的方式在其中做实验，也许通过天体物理学我们才能最好地获得有关最高温下的物质的特性方面的知识。

极端压力方面要说的也大体相同。现在可以获得从一个大气的几十亿分之一到100000倍范围内的任何压力，但是同样天体物理学中还有更宽的界限，也许这才是极端压力需要最好研究之处。

天体物理学是研究星体自然组成的科学，是作为光谱学的分支产生的。1823年，约翰·赫歇耳提出对星体的光谱进行研究可能会揭示星体化学成分，于是开启了天体物理学杂志的研究之门，并在将近一个世纪中一直是新科学的中心任务。

1867年，罗马梵蒂冈天文台的塞基神父将星际光谱分为4个主要类别，现在人们通常采用哈佛天文台设计的一套更加详细的分类方法。科学发现，被观测到的不同类光谱可以排列成连续的序列，每一类都逐渐融入其相邻的一类。原因是，一个星体的光谱几乎完全取决于其表层的温度，而连续的系列仅仅是一种温度下降。最蓝色的星体在此系列中排在第一位，红颜色的星体排在末位，其原因是，星体的温度越热，其颜色越蓝。

光谱的不同类别显示了不同化学元素的特征线，一个显示了强度的氦，下一个显示了氢，等等。最初的设想有些天真，认为星体主要含有在光谱中显示为最强的元素。当光谱的各个类别呈现出线性序列时，人们认为这可能代表了星体演化的不同阶段，并就此画出了图谱，显示出在最初的时间，星体主要含有氢，然后随着年龄的增长氢逐渐变成重元素。但当萨哈在1920年和1921年对星光谱做出正确解释时，这一切便都消失了：在不同的温度下，星体的不同化学成分依强度而显现。这样，在温度为1万摄氏度时，一些但不是所有物质的原子会积极释放出辐射；如果温度下降到一半，这些物质会停止释放辐射，而其他的物质会取而代之。根据旧的星体光谱解释学说，当一个星体从10000℃下降到5000℃时，它似乎会突降将其组成元素如氢、氦和铁等转换为钙、碳等。我们现在知道，所有星体基本都是电类似的元素构成的混合体，但是具有不同光的光谱，因为其表层的温度不同。这样，光谱是一个有用的温度指针。但光谱的作用远不止于此，它还揭示出空间星体的运动、星体的内在光亮度、质量和大气组成。

巨星和矮星　由于大多数星体都十分遥远，任何望远镜都只能将其显示为小亮点，因而不可能通过直接测量的方法判断其直径。但是星体的光谱可以告诉我们它们的温度，从而我们知道其表面上的每平方米会有多少辐射，我们从收到的光的总量上可以知道辐射的总量，现在一个简单的除法就可以告诉我们它表面的总面积，接下来就可以知道直径。

1913年，雷顿的赫罗图教授通过这种方法计算了一些星体的直径，并发现那些最冷的也就是深红颜色的星体分为两个不同类别：巨型直径的星体和小型直径的星体，他将其命名为巨星和矮星，中等大小的星体并不存在。不久以后，H.N.罗素教授发现较凉的星体的情况也一样，但程度较浅。转到较热星体，大小星体之间的鸿沟在很大范围内继续存在，并最终消失——大星体和小星体最终合二为一。

罗素用一个图表表现这一切，即著名的“罗素图”。他将最红的星体放在表的最右边，将最蓝的星体放在最左边，其他颜色的星体放在适当的位置。他还将星体放在不同的高度以代表其不同亮度（当然还有不同个大小），最亮的在顶部，最暗淡的在底部，中间的放在中间的合适位置。当罗素完成的时候，他发现他的图（大致）形成了一个侧向的V，即<。上面的分支当然由巨星构成，下面的分支由矮星组成，赫罗图的鸿沟就在图中最右边的两臂之间。

罗素对这一点提出了革命性的解释。简言之，他认为，随着年龄的增长，一个星体会从<的顶部滑向底部，首先从红色变成蓝色，然后从蓝色转回红色，而其内在的温度逐渐降低。一个星体一般被认为开始时是巨大的、温度相对较低的大块星云气体，现在，美国的霍默·莱恩在1870年显示，由于这样大的气体在辐射过程中损失能量，因而会收缩，但同时也会变热。罗素提出，这种收缩和变热的结果是，大块的星云气体会首先变成体积巨大的红色星体，然后经历巨星序列，不断变热变小，直至最终其密度可以和水相比。此时，原来的大块物体已经远不是气体状态，莱恩的定理也不再适用。罗素将这一阶段确定为巨星和矮星的连接环节——<的尖部，并想象说，从这时起，星体同时收缩和冷却，经历矮星序列直至最终在黑暗中消失。在一段时期中，这些观点似乎为所观测到的不同星体光谱和直径提供了令人满意的解释，也对星体的演化做出了可信的解释。但在1917年，上述观点失去了价值，因为剑桥大学的普鲁密安教授亚瑟·爱丁顿提出，一个普通星体的亮度主要取决于其质量。这样，只要一个星体的质量保持基本不变，该星体就不会明显增量或变暗。在普通星体的几十亿年的平均寿命中，没有理由期待该星体的质量会出现实质性变化，因而一般星体的亮度一定保持明显的稳定。根据这个知识，罗素的演化推演变得站不住脚。

星体内部　到目前为止观察和理论都只是关注星体的表面，现在兴趣开始转向星体的内部机制，而这里只有依靠理论分析。1894年，爱丁堡的桑普森显示，在星体的内部，热是通过辐射而不是传导来转移的，但是由于他提出了一个错误的辐射原则，他关于星体内部的研究也变得无效。1906年，格丁根的史瓦兹契德教授对同样的问题进行了冲击，并提出了关于能量转移的正确公式。从1917年开始，爱丁顿对星体的内部进行了密集研究，并对自己的将星体质量和亮度联系起来的理论进行了解释。他得出了一个具有重要意义的结论：普通矮星中心的温度几乎都相等——大约2000万摄氏度，对星体的大小和质量的依赖程度很小。

这意味着一个对星体演化的新推演。一个星体可以被认为在开始时是大块的温度较低的星云气体，然后开始收缩直至中心温度达到上面提到的2000万摄氏度。现在它已经成为一个普通的矮星，并在很长的时间内保持其现有的亮度和体积。的确，收缩的初期可能仅仅是几百万年，然后是几十亿年，其间星体应该辐射能量而同时不会改变其大小或性质。这意味着，一旦温度达到2000万摄氏度，能量一定在星体的内部被释放出来，问题是：怎样释放？

我们曾经提到过一个未经证明的猜想，星体的演化可能伴随着其物质从轻元素变成重元素。卢瑟福等人的实验表明，这个观点没有内在的不可能性。由于大多数元素的相对原子质量都不是确切的整数，每一次转换都可能伴随着质量的损失或获取；如果质量损失，相应的能量就会以辐射的形式被释放出来。佩兰和爱丁顿都曾经提出，氢变成重元素释放出的辐射可能会持续数十亿年，而这正是现在所一个星体的正常寿命。

星体能量的来源　所有这些都显示，一个星体可能从其物质的转变获得辐射的能量，但是发现实际过程需要一些时间。1938年和1939年，贝特、盖莫、泰勒等人在阿特金森和豪特曼斯（1929年）计算的基础上提出了一个推演，现在被认为是真实情况的最合适的描述。

简言之，该推演提出，4个质子合并组成氦原子核，但其间需要碳原子和作为该过程的催化剂，而最终碳原子核脱离出来并且毫无改变——化学家说，这仅仅是催化作用。碳原子核（相对原子质量为12）首先捕捉一个质子并与它合并形成相对原子质量为13的原子核，这是氮的一个同位素。然后它再先后捕捉2个质子，形成相对原子质量为14和15的氮原子核。然后第4个质子被捕捉到，但是这次合并不会形成相对原子质量为16的氮原子核，因为这样的结构非常不稳定，并且立即分裂成相对原子质量为12和4的两个原子核。前者是原始的碳原子核，现在毫无损伤地返回星体，后者是氦原子核，其质量小于聚集在一起构成它的4个质子，质量之差大约是0.028个质子，被以辐射的形式释放出来。尽管该推演因描述了最后产品前过多的转换而显得复杂，但是实验室观察证明了每个阶段。森和伯曼曾计算说（1945年），如果其量中有与前面估算非常吻合的35%的氢，并且太阳中心物质的密度是水的45倍，且温度达到2020万摄氏度，那么它可以放射出该太阳的辐射。

现在普遍提出的是，普通矮星某种程度上也是这样形成的。但在形成现在的状态之前，太阳中心的物质一定已经经历了所有的温度直至2000万摄氏度，而且还有其他核反应——质子和氘核相互间的反应，与轻元素锂、铬和硼之间的反应，据知都是在比2000万摄氏度低很多的温度中发生的。由于矮星的物质一定经历了不同转换发生的这些温度，那么无论如何星体可能会在低温的演化过程中停顿一段时间，其辐射将由这些轻元素的原子核消耗殆尽来支持。实际上，如同盖莫和泰勒所指出的，有不同的星体群的中心温度恰好可以支持这些反应发生，这些被称为红色巨星的星体群的中心温度可以令氘核与氘核及其他质子发生反应。另外一个星体群，即所谓的造父变星，其定义较为模糊，但盖莫和泰勒认为，其形成是通过三个不同的组互相叠加的，其中心温度可以令质子分别与锂、铬和相对原子质量为11的硼的原子核分别发生反应。最后提到的星体群是名为可变星团的变星，其中心温度可以令质子与相对原子质量为10的硼发生反应。

这样，似乎可以将星体描述为经历一系列状态，并且氘核和轻元素锂、铬和硼的原子核相继发生转换，直至这些元素的支持资源耗尽。在此之后，星体开始收缩，直至达到质子与碳原子核发生反应的温度。在早期的反应中，轻元素已经用尽，而至少氢仍有存留。现在氢也耗尽，但是碳存留，然后会到达一个阶段，不再有足够的氢支持星体的辐射。

当到达该阶段时，星体必然再次收缩，其中心温度开始上升。可能会有其他的反应支持辐射，但无论怎样，星体可能会终结，即所谓的“白矮星”。在这些星体中，物质非常紧密地聚集，因而其密度是水的数千倍。其直径很小——不会比地球大，尽管它们仍然释放出少量辐射，其表面温度仍然很高，在行星星云的中心恒星会达到7万摄氏度。这些星体放射出的辐射很少，以至于即便是其引力下的收缩所释放的能量也足以在漫长的寿命中为之支持辐射。最后，它们必定会耗尽所有储存的能量，消失在黑暗中。