从杠杆到量子 · 一部按时间走的物理学第 17 章 / 第三单元 · 光
第 17 章 · 1800—1868

光谱：读出星星的成分

一束光被棱镜拆开以后，里面那些细细的暗线和亮线，怎样让人隔着一亿五千万公里知道了太阳是什么做的。

阅读约 26 分钟两个可以动手的演示公式：2 个
序章第三单元 · 光 · 5 / 7终章

时代速写海德堡，1859 年秋天

1859 年，海德堡大学的物理学教授基尔霍夫做了一个他以为结果早已注定的实验：让一束阳光先穿过一团撒了食盐的火焰，再进入分光镜。

他的想法很简单。太阳光谱的黄色部分有两条挨得很近的暗线，叫 D 线；而撒了盐的火焰，恰好在同一个位置发出两条亮黄线。两样东西叠在一起，火焰的亮光应该把太阳的暗线“填平”。结果正相反：暗线变得更黑了1。

他的同事、化学家本生在 1859 年写信告诉一位同行，说基尔霍夫有了“一个完全出乎意料的发现”，他找到了太阳光谱里暗线的成因2。这句话后面的意思是：既然实验室里的钠能在阳光里“画”出 D 线，那么太阳上的 D 线，也是钠画的。人类第一次知道了太阳里有什么元素，而且没有离开地面。

这一章标题下面那条黑底彩线，在序章顶上也出现过。它是氢原子发出的四条可见光谱线，位置按真实波长画。读完这一章，你就会知道这四条线是怎么被认出来的，以及为什么它们后来成了打开原子内部的钥匙。

  • 1800威廉·赫歇尔把温度计放到棱镜光谱红端之外，发现那里最热3,4。
  • 1801里特在耶拿发现紫端之外的看不见的光能让氯化银变黑5。
  • 1802沃拉斯顿第一次在太阳光谱里看到几条暗线6。
  • 1814夫琅禾费开始系统测量太阳光谱，数出 574 条暗线7,8。
  • 1839达盖尔和塔尔博特先后公布照相术9,10。
  • 1859基尔霍夫与本生在海德堡建立光谱分析，解释了暗线2,11。
  • 1860—1861用光谱发现两种新元素：铯和铷11,12。
  • 1864哈金斯发现有的星云是一团发光的气体13,14。
  • 1868日珥光谱里出现一条认不出来的黄线，后来被命名为氦15,16。

问题星星是什么做的

1835 年，法国哲学家孔德举过一个例子，说明人类知识的边界：我们能测出恒星的位置和运动，但永远不可能知道它们的化学成分2,17。这话在当时很合理。化学分析要把样品拿到手里，溶解、加试剂、称重。星星拿不到手里。

第 15 章讲过，牛顿在 1666 年前后用棱镜把阳光拆成一条彩带。此后一百多年，人们把这条彩带看成连续的、平滑过渡的颜色，里面没什么可读的。化学家倒是早就知道，不同的盐撒进火里会烧出不同的颜色。1822 年，约翰·赫歇尔（威廉·赫歇尔的儿子）用棱镜看过彩色火焰，看到被暗区隔开的几条亮线18。1826 年，塔尔博特写道，看一眼火焰的棱镜光谱，也许就能发现要费很大功夫做化学分析才能查出的物质18,19。

这个想法几十年没有成形。原因之一是有一条黄线几乎出现在每一团火焰里，掩盖了别的颜色20,18。另一个原因是，没有人想到火焰里的亮线和太阳光里的暗线有什么关系。要把这两件事接起来，得先有人认真看清太阳光谱本身。

1800 — 1823彩带的两头和中间的细线

1800赫歇尔：红光外面更热

威廉·赫歇尔生于汉诺威，原本是音乐家，1781 年发现天王星而成名3。1800 年，他在研究用彩色滤光片观测太阳时哪种颜色透热最多，于是用玻璃棱镜把阳光拆成光谱，拿三支温度计去量。温度计的玻璃泡涂成黑色，吸热更好；一支放进某种颜色里，另外两支放在光谱旁边作对照3。

紫、蓝、绿、黄、橙、红，每种颜色里的温度计都比对照的高，而且从紫到红越来越高。赫歇尔接着把温度计移到红光外面，那里眼睛什么也看不见，温度却是最高的3,21。他把这种看不见的东西叫“发热射线”，并且发现它们像光一样能被反射、折射、吸收和透过3。论文 1800 年 4 月 24 日在皇家学会宣读4。今天我们叫它红外线。

1801里特：紫光外面会“晒黑”银盐

消息传到德国耶拿，24 岁的里特想：红的外面有，紫的外面会不会也有？他用的探测器是氯化银。早在 1777 年，瑞典化学家舍勒就发现浸过氯化银的纸见光会变黑，而且光谱紫端比红端更有效22。

1801 年 2 月 22 日，里特在暗室里把正午的阳光用棱镜拆开，照在涂了氯化银的纸上。变黑最厉害的地方在紫光外侧，那里看不到任何颜色5。他叫它“脱氧射线”，后来人们改叫“化学射线”22，就是今天的紫外线。

看得见的光谱 紫外 红外 里特 1801：氯化银纸变黑的程度 赫歇尔 1800：温度计读数 最热 ↑
光谱两头看不见的光（示意，只表示相对大小）。上方是里特的氯化银纸，在紫光外侧变黑最深；下方是赫歇尔的温度计，从紫到红读数升高，红光外侧最高3,5。棱镜光谱在红端被压得很挤，这也是红外区“显得”特别热的原因之一。

两年之内，光谱的两头各被推出去一截。里特用的那种“见光变黑的银盐”，过了三十多年会变成照相术的核心材料，本章后面会回到它。

1802沃拉斯顿：几条被当成“分界线”的暗线

英国化学家沃拉斯顿改了牛顿的做法。牛顿让阳光从窗板上的圆孔进来，沃拉斯顿换成一道很窄的缝，在三四米外把一块没有纹路的火石玻璃棱镜贴在眼前看6。窄缝让各种颜色的像不再互相重叠。他看到光谱里有几条清楚的暗线，用字母 A 到 E 标出，另外还有 f、g 两条6。

他的解释是：这些暗线是颜色之间的天然分界，光谱其实只有红、黄绿、蓝、紫四种颜色6,23。他没有继续追下去24,23。同一篇论文的脚注里，他还提到赫歇尔和里特的发现，说一束阳光可以分成六种射线：四种看得见，两种看不见6。

1814夫琅禾费：玻璃匠的尺子

真正把暗线看清、数清的，是一个没上过正规学校的玻璃匠。夫琅禾费 1787 年生在巴伐利亚的玻璃匠家庭，12 岁父母双亡，在慕尼黑给一个镜匠当学徒，师傅不许他读科学书8。1801 年师傅的房子塌了，他被埋在废墟里。选帝侯亲自到救援现场，这件事让他结识了官员乌茨施奈德，后者送给他数学和光学课本7,8。

1806 年他进了慕尼黑一家光学仪器作坊，后来到本笃会修道院（Benediktbeuern）旧址上的玻璃厂工作，1811 年成了厂长8。他要做的是消色差望远镜：用一块冕牌玻璃凸透镜和一块火石玻璃凹透镜贴在一起，让不同颜色的光聚到同一点。难处在于，必须准确知道每种玻璃对每种颜色折射多少8。“红光”“黄光”太含糊，光谱里需要固定不动的刻度。

暗线正好是这样的刻度。夫琅禾费确认，这些线是太阳光本身的性质，不是偶然出现的；他数出 574 条粗细不同的暗线，画成图，附在 1817 年提交巴伐利亚科学院的论文后面。论文的题目说明了目的：测定各种玻璃的折射与色散本领，以完善消色差望远镜8。有了这些线，不同玻璃的折射率可以精确算出来8。他还把棱镜装在小望远镜前面，看天狼星等亮星，发现它们的光里也有暗线2。

夫琅禾费亲手刻版并着色的太阳光谱图，彩带上有许多竖直暗线，上方标有字母 A 到 I，再上方是一条钟形曲线
夫琅禾费的太阳光谱图，他亲手刻铜版并着色。彩带上的竖线是暗线，上方的字母 A、a、B、C、D、E、b、F、G、H 标出最显眼的几条，其中 C、D、F、H 等字母一直用到今天25,26。D 在橙黄交界处，其实是两条靠得很近的线，这里画成了一条。据德意志博物馆档案的说明，彩带上方的钟形曲线是他测出的眼睛对光谱各部分的亮度感受，最亮处在黄绿之间。 Joseph von Fraunhofer，约 1814—1817 年；德意志博物馆档案馆藏，CC BY-SA 4.0 · Wikimedia Commons

后来他又发明了衍射光栅：用金刚石在玻璃上刻出一排平行细线，间距只有 0.0033 毫米。光穿过光栅会按颜色偏折不同角度，从角度就能算出光的波长8。这里用到了第 16 章杨和菲涅耳的波动理论。

d · sin θ = λ
d
光栅上相邻两条刻线的间距
θ
某种颜色的光偏离原来方向的角度（第一级亮纹）
λ
这种光的波长
读法：刻线越密（d 越小），同一种光偏得越厉害；波长越长，偏得越厉害。用夫琅禾费的 0.0033 毫米光栅看钠的 D 线（约 589 纳米），sin θ ≈ 0.000589 ÷ 0.0033 ≈ 0.18，偏角约 10°。

用这个办法，夫琅禾费第一次测出了各色光的绝对波长，结果和现代值只差千分之几，计算时用的参照，正是他发现的那些暗线8。他的望远镜口径做到 25 厘米，统治天文学界半个世纪；一台和他为多尔帕特天文台造的同型望远镜，1846 年找到了海王星7,8。1826 年，夫琅禾费死于肺结核，39 岁7。暗线为什么存在，他到死也不知道。

1855 — 1861海德堡：一盏灯、一块棱镜和一团钠焰

1855本生灯：几乎不发光的火

本生是海德堡的化学教授，早年做砷化合物实验时发生爆炸，右眼失明27。1854 年，他和英国化学家罗斯科、技师德萨加改进了一种煤气灯，煤气在进灯管前先混进空气，烧得又热又干净，火焰几乎是透明的。从 1855 年起，德萨加在海德堡大街上的店里出售这种灯，就是后来每间化学实验室都有的本生灯11,28。

火焰本身不发光，正是光谱分析需要的：撒进去的物质发出什么颜色，看到的就是什么颜色。本生起初想靠颜色辨认物质，但很多盐的火焰颜色太像，钠的黄光又到处都是。比他晚到海德堡的物理学家基尔霍夫建议：别用眼睛直接看颜色，把火焰的光送进棱镜18。

1859分光镜：位置比颜色可靠

他们用现成的零件拼出一台仪器，由德萨加组装11。1860 年论文里的图是这样的：一个里面涂黑的箱子，两侧斜壁上各装一架小望远镜，夹角约 58°；第一架望远镜的目镜换成一道黄铜边做的窄缝，灯放在缝前；光穿过缝，经过箱中的棱镜，再由第二架望远镜放大来看20。

接下来是大量重复的苦工。他们把同一种金属的氯化物、溴化物、碘化物、氧化物、硫酸盐、碳酸盐，放进硫、一氧化碳、酒精、照明煤气、氢气等各种火焰里烧，温度差别很大，可每种金属的谱线位置一点不变20。谱线只属于元素，和它跟谁化合、在什么火里烧都没有关系。这就是“光谱指纹”。

它灵敏得惊人。他们在 60 立方米大的实验室最远的角落，把 3 毫克氯酸钠和乳糖混在一起点燃。几分钟后，房间另一头的火焰开始发黄，钠线出现，十分钟后才消失。他们算出，眼睛能清清楚楚看出不到三百万分之一毫克的钠盐20。那条无处不在的黄线终于有了答案：只要火焰够热，空气里几乎总能带进一点钠20。做钡的实验时，为了让屋里空气混匀，他们干脆撑开一把雨伞来回扇20。

1859阳光穿过钠焰：暗线反而更暗

回到开头那个实验。基尔霍夫和本生已经注意到，钠的两条靠得很近的亮线，波长和太阳光谱里那对 D 暗线完全一样1。基尔霍夫让阳光穿过钠焰，期待火焰的光把暗线补上，结果暗线更黑了1。他很快明白了原因：钠蒸气既能发出这两种黄光，也能吸收这两种黄光。背后的光源足够亮的时候，钠焰吸走的比它自己发出的多，亮线就“反转”成暗线20。他在 1859 年 10 月把结果报告给柏林科学院29。

太阳的暗线于是有了解释：太阳炽热的表面发出连续的光，外面包着一层温度较低的气体，气体里的各种元素各自吸走自己的那几种颜色。D 线说明太阳大气里有钠。1860 年他们在论文里写，锂焰的红色亮线在强烈阳光透过时也会变成黑线，并预言这种方法能把化学研究带到地球和太阳系之外20。

元素的指纹与太阳的暗线演示 1 · 点一种元素，看它的亮线落在哪里

演示里的波长取自美国国家标准与技术研究院的原子光谱数据30，太阳暗线只画了最显眼的二十来条，字母沿用夫琅禾费的标法25,26。B 线来自地球大气里的氧，不是太阳本身的；后来的天文学家专门研究过怎样把这类“地球的线”和太阳的线分开15。试一下氦，它最亮的那条黄线就在 D 线旁边，太阳光谱的那个位置却没有暗线。这个空缺在 1868 年变成了一个新元素，本章后面会讲。

基尔霍夫与本生 1860 年论文中的分光镜示意图：中间是一个箱子，两侧各伸出一个望远镜筒，前面有一盏本生灯
基尔霍夫与本生的分光镜，取自他们 1860 年的论文。右边是本生灯（D），火焰对着望远镜 B 前端的窄缝；支架 E 伸出一根细丝，把样品送进火焰。光进入涂黑的箱子 A，穿过里面的棱镜 F，人从左边的望远镜 C 里看光谱。 《物理学与化学年鉴》第 110 卷，1860 年，公有领域 · Wikimedia Commons

1860 — 1861两种只靠光认出来的元素

光谱分析的第一批成果在地上。基尔霍夫和本生分析巴特迪尔克海姆的矿泉水时，看到两条不认识的蓝线12。这种矿泉水 10 升里只有 2 毫克这种新元素的氯化物18；最后他们提出了大约 7 克氯化铯，按这个比例推算，要蒸干三万多升水18,12。他们按谱线的颜色给它起名铯（caesium），拉丁文的意思是“天蓝色”11,18。早在 1846 年，有位化学家分析一种含铯的矿物，只找到了 93% 的成分，把铯当成了钠和钾12。化学天平分不出来的东西，分光镜一眼就看出来了。

1861 年，他们又从一种叫锂云母的矿物里分出另一种碱金属。它的光谱里有两条从未见过的深红色线，于是叫铷（rubidium），意思是“深红”12。接下来几年，克鲁克斯靠一条绿线发现了铊（1861），赖希和里希特靠一条明亮的紫色谱线发现了铟（1863 年；也有文献记为 1864 年）12,19。赖希是色盲，看光谱要请里希特帮忙12。科学史研究所的评价是：分光镜开辟了寻找新元素的新时代27。

概念亮线和暗线是同一件事

基尔霍夫没有停在钠上。1860 年，他发表了一篇理论论文，讨论物体发光和吸光的关系31。结论可以这样说：

E ÷ A = 只由 λ 和 T 决定的同一个数
E
发射本领：物体在某个波长 λ 上自己发光有多强
A
吸收本领：照到它身上的这种波长的光，被它吸收掉多少（0 到 1 之间）
λ, T
波长和温度。只要这两个一样，对任何物体，这个比值都相同
读法：一样东西在哪种颜色上吸收得多，在同样的温度下就在哪种颜色上发光多。钠蒸气只在 D 线那两种黄光上吸收，所以它也只发这两种黄光。

由此可以推出看到亮线还是暗线的规则：透过一团气体看后面的光源，如果光源比气体热，气体的那几条线是暗的；如果气体比光源热，或者后面根本没有光源，那几条线是亮的；两者一样热，那几条线就消失在背景里。下面这个演示就是基尔霍夫的实验，你可以同时调光源和火焰的温度。

基尔霍夫的反转实验演示 2 · 调两个温度，看 D 线变亮还是变暗

这个演示画的是理想化的情况：钠焰内部温度均匀，背后的光源当作“黑体”，也就是基尔霍夫在同一篇论文里设想的那种能吸收一切光的理想物体31。把光源温度拉到和火焰一样，D 线就消失了。这一点很要紧，它说明谱线的明暗不由元素决定，而是由“谁比谁热”决定。太阳发光的表面比它外层的气体热，所以太阳光谱里全是暗线；日珥、星云这些背后没有亮光源的气体，光谱里全是亮线。

基尔霍夫在 1860 年还留下了一个问题：这个只由波长和温度决定的函数，具体是什么形状？黑体在每个温度下各种颜色发多少光？这个问题后来困住了整整一代物理学家，最后在 1900 年由普朗克用“能量子”回答，那是第 33 章的故事。另一个问题更深：为什么每种元素只发出、只吸收那几条特定波长的光？氢为什么偏偏是 656、486、434、410 纳米？答案要等到 1913 年玻尔的原子模型，第 32 章会讲。

1860 — 1868把分光镜对准天空

海德堡的消息传开以后，天文学家纷纷把分光镜装到望远镜上。1860 年代，太阳光谱里被认出的元素有十六种左右2；1862 年，瑞典的埃斯特朗在太阳光谱里认出了氢24。英国天文学家德拉吕在 1861 年说，就算我们去太阳上取一块样品带回实验室，分析得也不会比这种新方法更准2。孔德那句话说完还不到三十年。

1864哈金斯：星星的成分，星云是气体

哈金斯 1856 年在伦敦的塔尔斯山（Tulse Hill）建了一座天文台。1859 年光谱分析一出现，他马上把它用到天上32。他和化学家米勒合作，1864 年在《哲学汇刊》上发表了《若干恒星的光谱》，把基尔霍夫的方法从太阳推广到别的恒星33。

同一年，他把分光镜对准天龙座里一个小小的“行星状星云”。当时许多人相信，星云只是距离太远、分辨不开的星团。如果是这样，它的光谱应当像恒星一样，是一条带暗线的彩带。哈金斯看到的却只有几条孤立的亮线13。按基尔霍夫的规则，这是发光的稀薄气体13,14。这个星云今天叫猫眼星云，距离约 3000 光年14。哈金斯后来还用谱线的微小移动测出天狼星在离我们而去（1868），这个方法会在第 29 章变成测量宇宙膨胀的工具32。他的妻子玛格丽特是他一生的合作者32。

1868日珥里的黄线：氦

太阳边缘有时会喷出巨大的发光气流，叫日珥。平时阳光太强，只有日全食时月亮挡住太阳圆面，才看得到。1868 年 8 月 18 日，印度有一次长达 6 分 47 秒的日全食15。法国天文学家让森在印度东南的贡土尔架好分光镜，看到日珥发出氢的红色亮线。日食结束后，他把分光镜对准刚才日珥所在的位置，那条红线还在。从此观察日珥不必再等日食15。英国的洛克耶几乎同时独立做到了这一点15。

这次日食中，日珥光谱里还有一条黄线，紧挨着钠的 D 线，但又对不上。巴黎天文台的科学史文章说，让森注意到了它，却没有在意；在印度另一处观测的天文学家波格森分辨出这是一条新线15。10 月 20 日，洛克耶在英国不靠日食看到了日珥的光谱，记下了这条未知的黄线；10 月 26 日，他的信和让森的信先后在巴黎科学院宣读16。洛克耶断定，这条线属于一种地球上还不知道的元素，他和化学家弗兰克兰用希腊文的“太阳”（helios）给它命名：氦12,15。

此后很多年，氦只存在于太阳的光谱里。直到 1895 年，拉姆齐从一种铀矿物里放出的气体中认出了它；同年，瑞典乌普萨拉的克利夫和朗格莱也确认了这是氦12,34。从发现那条黄线到把氦装进试管，用了 27 年。

洛克耶还有一件更持久的作品：1869 年 11 月，他创办了《自然》杂志，并当了五十多年主编16。

1835 — 1872把光留住：照相术

里特用来“看见”紫外线的那种见光变黑的银盐，三十多年后被用来留住画面。1830 年代，法国和英国各有人独立做成了这件事。

1839达盖尔：有记忆的镜子

达盖尔 1822 年在巴黎开了一家用灯光变化制造幻景的“透景画”馆。1826 年起他和尼埃普斯合作研究用光成像。尼埃普斯 1833 年去世后，达盖尔发现：把用碘处理过的银板放进相机曝光，再用汞蒸气熏，就会显出影像，最后用盐水固定35。

1839 年 1 月，这项发明对外宣布9。法国政府买下了它，给达盖尔每年 6000 法郎的年金，工艺在科学院公开35。物理学家阿拉戈向法国政府介绍时举了个例子：埃及的象形文字原本要一大群绘图员画上二十年，有了这种方法，一个人就能复制9。达盖尔照片清晰得惊人，人们叫它“有记忆的镜子”。它也有两个缺点：没有颜色，而且每张都是孤品，没法复制9。

达盖尔拍摄的巴黎圣殿大道，俯视街景，房屋、树木清晰，街上空无一人，只在左下角人行道上有两个模糊人影
圣殿大道，达盖尔摄于 1838 年。宽阔的大街看上去空无一人：早期曝光时间很长，走动的人和马车留不下影子9。看左下角人行道的拐角，有一个站着不动的人，一只脚踩在台子上，像是在擦鞋。他站得够久，所以留了下来。 Louis Daguerre，公有领域 · Wikimedia Commons
塔尔博特拍摄的拉科克修道院格子窗，暗背景中一扇分成十格的窗户，窗格中可见细密的菱形格子
拉科克修道院的格子窗，由塔尔博特 1835 年 8 月拍的负片印成。原来那张纸负片是现存最早的照相负片36。仔细看窗格里的菱形铅条，每一格都清清楚楚。 William Henry Fox Talbot，英国国家摄影博物馆藏，公有领域 · Wikimedia Commons

1835 — 1844塔尔博特：一张负片，印无数张

英国人塔尔博特 1833 年 10 月在意大利科莫湖边写生，画得很不顺手，于是想：能不能让光自己把景物画在纸上10？回到家乡拉科克修道院，他把纸先浸盐水、再刷硝酸银，纸面就生成了见光变黑的氯化银，和里特用的是同一种东西。1835 年夏天，他做出了能用的相机负片，并且意识到一张负片可以印出许多张正片10。

1839 年 1 月，达盖尔的发明刚宣布，1 月 25 日，法拉第在皇家研究院展出了他的照片；1 月 31 日，他向皇家学会宣读了《光绘术简述》10。1840 年 9 月，他又发现，纸只要曝光几秒，表面虽然什么也看不出来，却已经留下了“潜影”，用药水一显就出来了。这种卡罗式照相法比原来灵敏得多，1841 年 2 月取得专利37。1844 年起，他分期出版《自然的画笔》，这是第一本用照片作插图的书10,36。

赫歇尔一家在这里又出现了。威廉的儿子约翰·赫歇尔早在 1819 年就发现，硫代硫酸钠（海波）能溶掉银盐，后来成了照相定影的标准药水。他还是第一个把照片叫作“正片”和“负片”的人38。1839 年，他在玻璃上拍下了父亲在斯劳的那架 40 英尺大望远镜，这张玻璃负片今天藏在伦敦科学博物馆38。

1845 — 1872照相机对准天空

眼睛会疲劳，会看错，也没法把看到的东西原样交给别人核对。照相底片可以。1845 年 4 月 2 日，法国物理学家菲佐和傅科用 1/60 秒的曝光拍下了第一张太阳的达盖尔照片，上面能看到黑子24。1858 年起，德拉吕在伦敦西郊的邱园天文台每天拍一张太阳24。1872 年，美国的亨利·德雷珀拍下织女星的光谱，这是第一张显示出恒星吸收线的照片2。光谱从此可以存档、测量、比较，不再只靠观测者在目镜后面画草图。

影响它怎么改变了世界

一 · 天体物理学诞生：从“星星在哪儿”到“星星是什么”

1859 年以前，天文学几乎只问位置和运动。分光镜和照相底片加在一起，天文学开始问天体的成分、温度和运动速度。1890 年，哈佛天文台出版的德雷珀恒星光谱表已收录一万多颗星2。1925 年，塞西莉亚·佩恩在哈佛的博士论文里用新的量子理论分析恒星光谱，不仅看出有哪些元素，还算出各有多少，结论是恒星几乎全是氢和氦，和当时“恒星成分像地球”的看法相反，她自己在论文里谨慎地说这个结果“几乎肯定不是真的”39。后来证明她是对的。

今天，这套方法读的已经是别的星系、别的行星。2022 年，韦布空间望远镜在一颗系外行星 WASP-39 b 的大气里，第一次明确测到了二氧化碳：恒星的光穿过行星大气时，被二氧化碳在 4.3 微米处吸掉了一块。早先的哈勃和斯皮策望远镜在同一颗行星上看到过水汽、钠和钾40。这是基尔霍夫 1859 年在海德堡做的那个实验，只是光源换成了另一颗恒星，波长换成了赫歇尔发现的红外。中国专门拍光谱的郭守敬望远镜（LAMOST），2023 年发布的数据集里已有两千两百多万条光谱，是其他巡天望远镜已发布光谱数之和的 2.9 倍41。

二 · 化学分析：看一眼火焰就知道里面有什么

光谱让化学家第一次能“看见”几百万分之一毫克的东西。1860 年代用它找到了铯、铷、铊、铟，后来又帮着确认了氦12,19。不过老实说，这种方法在实验室里普及得并不快：大多数金属的灵敏度不够，又缺系统的波长表，直到 1930 年代都用得不多。1955 年澳大利亚的沃尔什发明空心阴极灯，“原子吸收光谱”迅速兴起，正赶上环境监测和材料科学大量需要痕量数据19。原子吸收的原理，就是基尔霍夫的暗线：让某种元素特有的光穿过样品，看被吸掉多少。

烟花的颜色也是同一回事：红色来自锶，绿色来自钡12。每一朵烟花都是一次发射光谱实验。

三 · 从矿泉水里的蓝线到世界的“秒”

铯是光谱发现的第一个元素。一百年后，它成了时间的标准。按国际单位制，1 秒的定义是铯-133 原子的一种特定跃迁频率恰好为 9 192 631 770 赫兹42。这条“线”不在可见光，在微波波段，但道理一样：每种原子只吸收和发出特定频率的电磁波，而且全世界的铯原子都一模一样。铯原子钟是互联网、手机网络和卫星定位的计时基础12，第 37 章会讲它的来历。

四 · 太阳元素进了医院

1868 年只在日珥里看到的氦，今天是工业气体。液氦用来冷却医院核磁共振（MRI）机器里的超导磁体，也冷却大型强子对撞机的磁铁；制造光纤和半导体时，氦还被当作不起反应的保护气12。第 12 章讲过怎样把氦液化。

五 · 夫琅禾费的刻度还在用

夫琅禾费数暗线，是为了给玻璃定标。两百年后，光学玻璃厂仍然这样做。德国肖特公司的技术手册规定，光学玻璃的主折射率取波长 587.56 纳米的 d 线，色散用 486.13 纳米的 F 线和 656.27 纳米的 C 线来衡量，由此算出衡量色散大小的“阿贝数”25。F 线和 C 线是氢的蓝线和红线，也就是夫琅禾费标的那两条；而 d 线，正是氦的那条黄线25。玻璃目录上每一种光学玻璃的主折射率，都是在 1868 年日珥里发现的那条线上量出来的。

六 · 照相：每个人都能留下自己的样子

到 1850 年，达盖尔照片的曝光常常缩短到不到一分钟，人像照相馆成了遍布各国的生意。在美国，拍一张照片大约相当于今天的两到五美元，普通人第一次能留下自己的肖像，这在以前是富人的特权9。塔尔博特的负片—正片原理让照片可以大量复制；他在 1850 年代又试验用布质网屏把照片变成可以上油墨印刷的版，让照片进入印刷品10,36。今天手机相机的传感器把光变成电信号，靠的是光电效应，第 33 章会讲。

七 · 看不见的光天天在用

赫歇尔的红外线今天在电视遥控器里（约 940 纳米），在热成像仪和夜视仪里21。里特的紫外线，一面是晒伤和皮肤损伤的元凶，所以气象部门要预报紫外线指数43；一面又是工具，1903 年的诺贝尔生理学或医学奖就颁给了用“化学射线”治疗皮肤结核的芬森22。耶拿大学纪念里特发现紫外线 225 周年时特别提到，今天制造最先进芯片的极紫外光刻，用的也是紫光外面的光5。

误解谁先看到、谁先想通

误解一 · 暗线是夫琅禾费最先发现的

最先在太阳光谱里看到暗线的是沃拉斯顿，1802 年，比夫琅禾费早十几年6,23。沃拉斯顿以为它们是颜色的分界，没有继续追。夫琅禾费的贡献在于把它们当成要精确测量的对象：数出 574 条，测定位置，用来给玻璃定标，后来还用光栅量出了波长8。这些线以他的名字命名，是因为他把它们变成了一把尺子。

误解二 · 分光镜是本生和基尔霍夫发明的

有的科学史介绍确实这么写27。但夫琅禾费早就把棱镜装在望远镜前面看过星光的暗线2，塔尔博特和约翰·赫歇尔也都用棱镜看过火焰18。基尔霍夫和本生的仪器本身是用现成零件拼的11。他们真正新的东西是方法：用几乎不发光的火焰，系统地排除干扰，证明谱线只属于元素，再用基尔霍夫的定律把火焰里的亮线和太阳里的暗线连起来。

误解三 · 让森在 1868 年日食中发现了氦

流行的说法常把功劳记给让森，或者记成让森和洛克耶“同一天”发现氦。各家机构的说法并不一致：英国皇家化学学会的元素介绍说让森在印度看到了新的黄线12；巴黎天文台的科学史文章则说，让森注意到了那条黄线但没有在意，他在那次日食的真正发现，是日食之后仍能用分光镜看到日珥15。断定这是新元素并命名为氦的，是洛克耶15,16。两人的信在 1868 年 10 月 26 日先后在巴黎科学院宣读，这可能是“同一天发现”这个说法的来源16。

承上启下光学在这里和化学、天文会合

第 15、16 章争论的是光“是什么”：粒子还是波。上一章的结论是波，波长可以测量。这一章用的正是这件工具，夫琅禾费的光栅就是靠波动理论把颜色换算成了纳米8。光学的问题从“光是什么”转向“光能告诉我们什么”。在海德堡，光学和化学会合；在哈金斯的后院天文台，光学和天文学会合，天体物理学从这里起步。

这一章留下了两个越来越尖锐的问题。第一，黑体发光的颜色分布是什么形状？第二，每种原子为什么只发那几条特定的线？氢的四条可见光谱线，位置后来被人找出了一个简单的数字规律，可没人知道为什么。这两个问题在 20 世纪初逼出了量子论：第 32 章的玻尔模型解释谱线，第 33 章的普朗克解释黑体。

下一章先跳到 1917 年。爱因斯坦在研究原子怎样吸收和发出光时发现，除了基尔霍夫说的“吸收”和“自发发光”，还有第三种过程：一束光可以“催”原子发出一模一样的光。这个想法四十多年后变成了激光。激光和光纤，是这一单元离你今天的生活最近的东西。

自测五个问题

1. 赫歇尔和里特分别用什么“探测器”发现了看不见的光？各在光谱的哪一头？
赫歇尔用涂黑玻璃泡的温度计，在红光外侧测到最高温度，发现了红外线（1800）。里特用涂了氯化银的纸，在紫光外侧看到变黑最厉害，发现了紫外线（1801）。
2. 夫琅禾费为什么要精确测量太阳光谱里的暗线？
他是做消色差望远镜的玻璃匠，需要知道每种玻璃对每种颜色的准确折射率。暗线位置固定，可以当作光谱上的刻度。他数出 574 条暗线，用来给玻璃定标；今天光学玻璃仍用 C、F、d 这些谱线来标定折射率和色散。
3. 基尔霍夫让阳光穿过钠焰，D 线为什么反而更暗？如果把光源换成比火焰更冷的东西，会看到什么？
钠蒸气在 D 线那两种黄光上既能发光也能吸收。背后的阳光比火焰热得多，钠吸走的比它自己发出的多，所以 D 线更暗。如果背后的光源比火焰冷，钠发出的比吸收的多，D 线会变成亮线；两者一样热时，D 线消失。可以在演示 2 里试。
4. 在演示 1 里，氦的亮线和太阳暗线对不上，可氦为什么又叫“太阳元素”？
普通太阳光谱里没有明显的氦暗线。1868 年人们是在日珥的亮线光谱里看到一条紧挨钠 D 线、但又对不上的黄线（587.6 纳米），洛克耶判断它属于新元素，用希腊文“太阳”命名为氦。1895 年才在地球的矿物里找到它。
5. 塔尔博特的照相法和达盖尔的相比，最大的好处是什么？它和里特发现紫外线有什么共同之处？
达盖尔照片是金属板上的直接正像，每张独一无二，不能复制；塔尔博特先得到负片，一张负片可以印出许多张正片，后来又用“潜影”显影大大缩短了曝光。两人和里特用的都是见光会变黑的银盐，塔尔博特的纸上生成的就是里特用的氯化银。

参考来源本章依据

  1. M. Harwit, In Search of the True Universe, Cambridge University Press, 2013，“Conclusions Based on a Premise”一章。cambridge.org
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图片：均来自 Wikimedia Commons，许可见各图说明。演示中的谱线波长取自 NIST 原子光谱数据。

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