宇宙膨胀背后的故事（之四）：察颜观色识星移 程鹗·
赫歇尔的儿子约翰·赫歇尔（John Herschel）在他的父亲和姑姑的影响下也成为一位出色的天文学家，是英国王家天文学会的创始人之一并几次担任会长。他子承父业，也热衷于埋头数天上的星星。在现实世界里，他对新发明的照相术发生了浓厚兴趣，精于照相底片的化学。后来流行的行话“负片”（negative）、“正片”（positive）等便是他的首创。
照相机的发明自然也引起了天文爱好者的躁动。在底片上留下星星的倩影成为19世纪中叶有钱有闲阶层的新挑战。这个刚问世、靠玻璃板上涂抹化学试剂摄影的新技术在捕捉微弱的星光上还真是勉为其难。在长达几小时的连续曝光过程中，硕大的望远镜需要平稳地转动，跟踪正在“斗转星移”的目标。摄影者同时还得像狙击手一样盯着目镜监视，时刻调整以确保目标锁定在十字线的中央。
1840年，美国人约翰·杜雷伯（John Draper）成功地拍摄了第一幅月亮照片。1850年，哈佛天文学家邦德（William Bond）拍出了织女星（Vega）——人类第一张太阳以外的恒星照片。到1860年代后期，玻璃底片完成了从湿版到干版的过渡，不再需要抢在试剂干燥之前完成摄影，曝光时间得以大大加长。1880年，约翰·杜雷伯的儿子亨利·杜雷伯（Henry Draper）拍出了第一张星云照片。
古人看星星，除了它们的位置（即所在的星座），只有很少几个特征可以互相比较：大小、亮度、颜色。在照相技术出现之前，这些都只是肉眼观察、记录的结果，带有很强的主观偏见。飘忽不定的地球大气层对星光的干扰也带来更多的不确定因素。
照片上的影像终于让天文学进入了精确、客观测量的新时代。严谨的天文学家在每幅照片上都会记录曝光时所用的望远镜、时间、角度、天气状况等因素，然后依据既定的公式计算、修正测量出的星星大小和亮度。
更大的突破却是来自颜色。
彩虹是常见的自然景象，曾引得无数文人骚客为之感慨抒怀、浪漫想象。彩虹不只是出现在雨后的斜阳照耀，而是在瀑布、水泡、玻璃折射下都能经常看到。
早年物理学家——包括英国的虎克（Robert Hooke）——认为这是因为白光通过这些物体时被染上了颜色。
牛顿不满意这个解释。他在1666年进行了系统的科学实验证明并非如此。他的设计相当简单：在一个棱镜把太阳光分离成斑斓的彩虹后，他让分离出的红光光束再通过另一个棱镜，发现出来的依然只有红光——第二个棱镜没能将红光再染上别的颜色。然后，他又让第一个棱镜分离出的所有颜色的光再通过倒过来的第二个棱镜，发现那七彩的光又重新组合，恢复成了白光。这样，他指出颜色是光本身的属性。棱镜不具备染色的功能，只是在改变不同颜色的光的路径，因此可以分离、重组颜色。
牛顿相信光束是由微小、肉眼不可见的粒子（corpuscle）组成，这些微粒与其它物体一样遵从他发现的动力学定律。他推测光粒子通过棱镜表面时受到了一种力，因此改变了路径。他假设这个力对所有光粒子是一样的，路径扭曲程度便取决于粒子的质量。因此，他认定红光的微粒质量最大，光路被扭曲的程度最小；而紫光则反之。
当然，牛顿看到的分离出的太阳光与我们日常看到的彩虹一样，是一道从红到紫连续变化的亮色，并没有红光、紫光的界别。他把这个分离——“色散”（dispersion）——出来的连续颜色系列叫做“光谱”（spectrum）。参照乐谱中的音符，他大致地划分出七种颜色，相当于我们今天常说的“赤橙黄绿青蓝紫”。
虽然他的双棱镜实验令人信服地确立了颜色是光的属性，他的“微粒说”解释却很快被抛弃。相继观察到的光的衍射、干涉、偏振现象无法用粒子运动解释，因此微粒说被更早由虎克、惠更斯（Christiaan Huygens）等人提出的“波动说”取代。光束与声音、水面涟漪一样是一种波动，光的不同颜色来源于波动的不同频率：红光的频率最低，波长最大；紫光则频率最高，波长最小。
大约150年之后，德国一个玻璃坊工匠弗劳恩霍夫（Joseph von Fraunhofer）注意到他生产的棱镜产生的光谱中有一些细细、不易察觉的黑线。他精益求精地优化工艺，试图消除这些瑕疵。经过不懈的努力，他制作出当时最优质的玻璃，引领德国超越英国成为世界光学仪器中心。但光谱里的那些小细线却依然如故。
弗劳恩霍夫领悟到这不是玻璃的毛病，而也是来自光本身，因为那些黑线在光谱中的位置——也就是频率——非常固定。他把比较明显的一些黑线用字母顺序标识出来，最引人注目的是黄光区有两条相挨着的粗线：“D-双线”。后来他又把望远镜与棱镜结合起来，可以更清晰地观看太阳的光谱，赫然发现其中居然有成百上千条这样的黑线。由此，他发明了光谱仪（spectroscope）。
弗劳恩霍夫从小是个孤儿，没有系统地接受过正规教育。但他不仅在玻璃工艺上做出了杰出贡献，还成为光学专家。除了光谱仪，他还根据光波的原理发明了“衍射光栅”（diffraction grating），能比棱镜更有效地分离、辨识光谱。遗憾的是，他39岁时就去世，至死没能明白那些黑线是什么。
30多年后，德国海德堡大学的物理学家基尔霍夫（Gustav Kirchhoff）和化学家本生（Robert Bunsen）合作才揭开了这个谜。
早在唐宋年代，中国人已经制作出烟花焰火，增添节日的喜庆。焰火的原理是一些矿物质在受热后会发出不同颜色的光。基尔霍夫和本生发现这些颜色来自矿物质中含有的化学元素。他们花了很大的工夫提纯，然后用本生发明的“本生灯”（Bunsen burner）逐个加热纯化的元素，用光谱仪观察它们炽热时发出的光。
这时他们看到的不是七彩的彩虹，而只是一条条细细的、明亮的线条。令人
惊奇的是每种元素有着自己特定的谱线，犹如可辨认的指纹。尤其是金属钠，加热后有两道亮丽的黄色谱线，恰恰就在弗劳恩霍夫的“D-双线”的位置。
基尔霍夫意识到他们看到的亮线与弗劳恩霍夫发现的暗线其实是同一个现象的两面：前者是元素受热时发射的光，后者则是同一种元素从白光中吸收了同样频率的光后留下的“黑影”。因此，无论是看到亮线还是暗线，光谱仪都可以用来识别该元素。一个晚上，他们从实验室看到远处发生火灾，便好奇地将光谱仪对准那火光。果然，他们在光谱中找到钡、锶等元素的“指纹”，正是起火仓库里存有的货物。
在那之后，众多的科学家便将太阳光谱中那些暗线与地球上观察到的元素
“指纹”一一对比，很快辨认出太阳上有氢、氧、碳、钠、铁……等元素，与地球上的相应元素并无二致。当一道黄色谱线找不到对应元素时，他们大胆猜测那来自一个太阳上才有的新元素，以希腊文的“太阳”命名为“氦”。十几年后，氦才在地球上被发现，证实这个元素的存在。
于是，天文爱好者又兴致勃勃地把光谱仪连接到望远镜上，要一举探究恒星的构成。微弱的星光被棱镜色散之后就更难以捕捉。但有了用照相机长期曝光的技术之后，这只是一个耐心和技术的问题。
1863年，在30岁时突然变卖纺织家业而投入天文观测的英国人哈金斯
（William Huggins）成功拍摄到第一张恒星的光谱照片。1872年，亨利·杜雷伯拍摄到织女星的吸收谱线。及至1880年代，即使是肉眼看起来模糊不清的星云，也在哈金斯、杜雷伯等人的玻璃底片留下了光谱“指纹”。
很快，哈金斯发现遥远恒星的光谱与太阳光谱大同小异，也就是它们的成分对我们来说都不陌生。他兴奋地宣布：“每个星星闪烁的地方，都有太阳系的化学。”（“The chemistry of the solar system prevailed, wherever a star twinkled.”）也许美中不足的是，他没能像氦那样在外太空发现新的未知元素。
1840年代初，奥地利的多普勒（Christian Doppler）也对星星看上去有不同的颜色很感兴趣。他觉得他明白个中缘由，因为他注意到波的频率并不是绝对的，而是会随着观察者与波源的相对速度改变。
1845年，荷兰气象学家巴洛特（Christophorus Buys Ballot）专门请了一个乐队站在行驶中的敞篷火车上吹号，他在站台上听到了“走调”：火车开过来时号声的音调偏高，离去时则偏低，因此证实了这个“多普勒效应”。如果我们注意倾听行驶中的火车拉响的汽笛，或警车的警笛，也能注意到同样的现象。
多普勒认为光作为与声波类似的一种波，也会有同样的效应。他觉得星星应该是都在发同样的白光，不过有些星可能在运动中。如果它们冲着我们过来，光的频率会像号音走调一样移向高频，看起来就会偏蓝。反之，如果星星离我们远去，它就会显得偏红。
可惜的是他忽略了一个细节：星星的光谱与太阳一样是彩虹般的连续谱，其中频率无论是往高（“蓝移”）还是往低（“红移”）移动，整体的色彩不会有多大变化——如果黄光因为红移变成了橙光，原来的绿光就会同时变成黄光补上。
还是基尔霍夫为星星的色调提供了更合理的解释。他发现，只有本生灯烧出来的炽热稀薄气体才会出现分离的谱线。固体、液体甚至密度高的气体加热后发出的都是连续光谱。在不同温度下，光谱会略有不同。温度低时，红色比较显著，温度高时，蓝色、紫色则更醒目。
自古以来，打铁、烧窑等需要高温的工匠都掌握着一手绝活：看火色——看看火中的颜色就能判断出火候，亦即温度。这招之所以好用，基尔霍夫发现是因为“火色”与火焰中的物质无关而完全由温度决定。他把这种热辐射叫做“黑体辐射”（black-body radiation）。
太阳也是这样一个发光的物体。他根据其光谱判断太阳其实是一个温度达几千摄氏度的大火球。同样，我们观察到遥远的恒星呈现出偏红、偏黄、偏蓝的色彩也是因为它们有着不同的表面温度。
其实多普勒最初的想法也并不完全离谱。虽然从连续的光谱的确看不出运动导致的频移，光谱中的那些细细的谱线（“指纹”）却每根都有着确定的频率位置。因为已经可以确信恒星、太阳都是由与地球上相同的元素组成，我们可以比较同一元素的谱线的频率位置，看看来自恒星的谱线是不是带有多普勒效应带来的红移或蓝移。
哈金斯是第一个发现这样的频移的。
自从罗斯伯爵发现涡旋状的星云、康德提出银河是一个旋转中的大盘子后，恒星位置不恒定，而可能是在运动中这一猜想已经不再骇人听闻。现在，光谱线的多普勒效应不仅能让我们确定它们在运动，还能很简单、精确地计算出它们相对我们运动的速度。（这里所说的运动、速度都是“径向”的，也就是星星沿着我们和它的视线上的运动、速度。有些星星也有“横向”的运动，天文学上叫做“自行”（proper motion）。那种运动没有多普勒效应，只能通过相对于其它恒星背景的视差判断。）
巴洛特很容易就听出了火车上号音的变调。但如果他同时在火车上装置某种颜色的灯来观察光的频移，这个实验却会失败。因为多普勒效应中的频移大小取决于火车速度与波速之比。与光速相比，火车的速度微不足道，不可能观察到多普勒效应。
但哈金斯能看到星星光谱中的多普勒效应，说明星星不仅在运动，而且速度很大，能与光速相比而不可忽略。的确，他估算出御夫星（Capella）的速度达每秒30公里，也就是光速的万分之一。（严格来说，如此高速运动的多普勒效应需要做狭义相对论修正，但爱因斯坦还要再等11年后才出生。）
看看漫天的繁星，想象一下它们正在以非常高的速度“疯狂”地奔波着。我们这个宇宙这是怎么啦？
随着越来越多数据的积累，天文学家很快意识到只有很少的星星或星云——比如那个让马里乌斯纳闷的仙女星云——在朝着我们奔来。绝大多数的星星、星云却似乎都在“义无反顾”地背离我们而去：它们的谱线全都呈现出不同程度的红移。
这就十分地诡异了。
（未完待续）