宇宙大爆炸就是由它发现的——光谱分析史话

自古以来，在人们的经验中，太阳光是一种白色光，就是你在正午直视太阳所能看到的颜色（仅作事实描述，该行为会损害眼睛，切勿尝试）。但是这种基于朴素经验的认知因一位天才的出现而被颠覆，他就是人类历史上最伟大的天才科学家艾萨克·牛顿。

棱镜分光

1665年至1666年间，一场导致8万人死亡的世纪大瘟疫席卷伦敦，剑桥大学为避免学生之间互相传染而停学关闭，牛顿回到家乡躲避瘟疫。而正是这两年，百无聊赖的牛顿创造力爆发，同时在力学、数学和光学三个不同的方向取得突破，不过今天我们只讨论他在光学方面的研究。

大约在1666年，牛顿首先在光学实验中发现当太阳光通过三棱镜后，会被分解成七种颜色的光。

牛顿认为这是由于不同的光有不同的折射率造成的，这种现象被称为色散，牛顿这一发现也成功解释了彩虹产生的原因。

不过由于当时牛顿对于光的性质认识的偏差，他并没有正确解释这种现象。他当时认为光是一种粒子，而不同颜色的光粒子与透明介质相遇会产生不同的折射率，这在当时来说，解释也还是挺合理的。

双缝干涉实验——光是波？

到了19世纪初，一位天才的英国医生、英国皇家学院自然哲学教授托马斯·杨做了一个物理史上最伟大的实验——杨氏双缝实验，无可置疑地证明光是一种波，因为只有波具有干涉的现象，牛顿对棱镜分光的解释不成立了。

不过这位什么都懂的天才利用该实验同时测量出不同颜色光的波长，他提出不同的颜色的光对应着不同的波长，而波长越长，折射率越低，波长越短，则折射率越高，以此完美解释了牛顿的棱镜分光实验。

太阳光谱里的神秘暗线

同样在19世纪初，一位同是英国的物理学家威廉·沃拉斯顿升级了牛顿的棱镜分光实验，在太阳和三棱镜之间增加了一道狭缝，让太阳光经过狭缝后照射到三棱镜上，他从三棱镜分解出的连续光谱中发现了一些暗线，但他当时并不知道这是什么。

12年后的1814年，一位德国的物理学家约瑟夫·夫琅和费制造了一台分光仪，它除了在太阳与三棱镜之间增加了一道狭缝，还在狭缝与三棱镜之间再增加了一个准直透镜，使经过了狭缝的太阳光又变成了平行光，然后又在三棱镜后面增加了一个望远镜。结果，夫琅和费从望远镜里看到了在太阳光谱中存在大量密密麻麻的暗线，他花了约三年的时间，从太阳光谱里一共数出了570多条暗线，我们现在把它称为夫琅和费线。但跟沃拉斯顿一样，他同样不知道这些暗线是怎么回事。

化学元素光谱里的特征亮线

到了19世纪中期，一位德国的化学家罗伯特·本生发明了一种改良型的煤气灯，现在称为本生灯。这种灯是由特定比例的空气-煤气的混合气体完全燃烧产生的高温火焰。在煤气不完全燃烧时，火焰呈黄色，温度较低，当增加空气比例，让煤气充分燃烧，火焰温度会越来越高，火焰颜色会越来越紫，当空气-煤气的混合比例达到3:1时，火焰的温度接近甚至超过1000度，火焰变得接近无色，其实是所发的光大部分不可见了。

本生想要利用本生灯来发现新元素，他把各种粉末投入无色火焰中，发现含有不同元素的粉末在本生灯的高温无色火焰里燃烧时会发出不同颜色的光，但是随着他测试的不同元素越来越多，他发现有些不一样的元素放在本生灯里烧时会发出的光的颜色基本上一样，肉眼根本无法区分。

本生有一个好朋友，物理学家古斯塔夫·基尔霍夫，他得知本生的疑惑后，提出可以用夫琅和费分光仪来看光谱。果然，在本生灯里高温燃烧下，原本看起来相同颜色的不同元素所发的光经过了分光仪后，从望远镜里看到了截然不同的亮线。他们不停地烧，不停地观察，把所有他们已知的元素都烧了个遍，而他俩也把不同元素的亮线位置都记住了。

化学家本生由此发现了一种寻找新元素的方法——光谱分析法。不过我的这篇文章要讲的其实并不是化学，而是物理，因此我们要继续跟随物理学家基尔霍夫的脚步。

天体物理学的革命——光谱分析法揭示太阳元素之谜

在和本生一起进行的本生灯燃烧实验里，基尔霍夫已经记住了大量元素的特征光谱线（亮线），当他把这些亮线跟夫琅和费光谱仪中太阳光谱里的暗线一一比对后惊奇地发现，这些本生灯燃烧下产生的亮线在太阳光谱里同样位置下却是暗线。基尔霍夫很纳闷，这是表明这些元素太阳上都没有吗？

后来它想到一种巧妙的方法，用氢在纯氧里燃烧，然后用所产生的高温火焰去烤石灰棒，石灰棒会发出明亮的白光，而这白光在分光仪里是一段连续的光谱，类似没有暗线的太阳光。然后他在石灰棒和分光仪之间放一盏本生灯，用钠盐放在上面燃烧，结果神奇的事情出现了，原本在本生灯燃烧下应该出现的钠元素黄色亮线不见了，在应该出现亮线的那些位置出现了暗线。

基尔霍夫恍然大悟，原来亮线和暗线都是同一种元素造成的！在明亮的纯白光背景下，原本黄色的亮线就会变成暗线，那么太阳的暗线就是由于在连续的太阳白光背景前面存在各种元素，它们的温度比太阳光源的温度低，因此吸收了背景的明亮白光从而产生了暗线。基尔霍夫由此打开了天体物理学的一扇大门——用光谱分析法确定遥远天体的元素构成！

这些元素所产生的谱线称为元素的特征谱线，其中亮线是发射谱线（简称发射线），暗线是吸收谱线（简称吸收线）。基尔霍夫利用这些特征谱线成功确定了太阳上的元素构成。

元素特征谱线的特异功能——光谱频移得到相对速度

随着光谱分析法在远方恒星与星系中的应用，科学家发现了光谱中的特征谱线除了能确定远方天体的元素构成外，还有一个额外的功能：确定天体与地球的相对速度。

19世纪奥地利物理学家、数学家克里斯琴·多普勒提出的一个效应，称为多普勒效应。他指出辐射波长会随波源相对运动的变化而变化，波源靠近观察者时，波长会变短，波源远离观察者时，波长会变长。

由于元素特征谱线的频率是固定的，因此，在地球上观测到的特征谱线频率就可以作为基准。当天体远离我们时，特征谱线频率会降低，波长会变长，光谱中会向红端移动，称为红移。相反，当天体靠近我们，特征谱线频率会升高，波长变短，光谱向蓝端移动，称为蓝移。而天文学家就根据这种多普勒频移效应测量了大量恒星和星系与我们的相对速度。

宇宙量天尺

随着天文观测和理论发展，科学家找到一些称为“量天尺”的特殊天体，首先发现的是一种光度会产生周期性变化的恒星，称为造父变星，这种恒星的绝对光度与其变化周期存在对应关系，因此在通过三角视差法得到一些造父变星的真实距离后，科学家就可以根据其视亮度和变化周期计算出它的距离。

后来又发现一种特殊的超新星，是由吸食伴星物质突破钱德拉塞卡极限的白矮星发生超新星爆发产生的，由于它们刚好突破钱德拉塞卡极限，因此在理论上它发生超新星爆发时的绝对亮度是相同的，这种超新星被称为Ia型超新星。科学家利用造父变星校正了Ia型超新星的亮度与距离关系以后，一把超级量天尺就产生了，科学家可以用它测量出数十亿光年的距离。

宇宙量天尺+多普勒频移——宇宙正在膨胀

这时，一位载入史册的天文学家出现了，他就是鼎鼎大名的爱德文·哈勃。他利用Ia型超新星观测确定了24个河外星系的距离后分析它们的光谱，发现离我们越远的星系光谱红移越厉害。根据多普勒频移效应，这意味着离我们越远的星系远离我们的速度越快。而这刚好符合比利时宇宙学家乔治·勒梅特根据广义相对论引力场方程做出的理论预言——宇宙正在以一定的速率膨胀。根据勒梅特的模型，哈勃发现的并非多普勒红移，而是宇宙学红移。

20世纪40年代末，美国核物理学家乔治·伽莫夫根据哈勃的发现提出热大爆炸宇宙学模型，现代宇宙学标准模型——宇宙大爆炸模型正式确立。