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有一种特殊的发射光谱；②每一种元素可以吸收它能够发射的光谱线，这叫
自蚀式自变现象。他和本生在研究了各种元素的光谱并和太阳光谱的夫琅和
费线作了对比之后，宣布太阳大气中存在铁、钠、钙、镍等元素，但没有锂。
1861年，布儒斯特指出落日时的太阳光谱的暗线受到地球大气的干扰。
4年后詹森 （1824—1907年，法国）进一步证明大气中的吸收谱线是由氧和
水汽形成的。1866年，洛基尔（1836—1920年，英国）利用分光镜研究黑子，
他发现黑子的光谱吸收暗线远比太阳其它地区的吸收暗线多。1869年，埃格
斯特 （1814—1874年，瑞典）首次测出了1000多条太阳光谱线的波长，并
以他的姓名的第一个字母人作为波长单位的名称（埃）。
太阳光谱学的研究推动了人们对太阳的研究。18世纪末，W。赫歇尔还假
定太阳是一个冷的固体，其上有生物和居民。但是光谱分析证明太阳大气中
有金属气体存在，足见温度很高，不适合任何生物生存。1865年，法伊（1814
—1902年，法国）提出了新的太阳理论，他假定太阳是一个高温气团，热量
自太阳内部辐射出来，太阳内部的物质也随之上升至太阳表面，在那里重新
聚集又回到太阳的内部，这种对流构成了太阳物质的循环运动。这一理论延
续至本世纪才为新的太阳理论取代。
1868年8月18日，在日全食观测中使用了分光镜。其中对日珥作的光
谱观测研究表明日珥是太阳大气的一部分，是太阳部分物质爆发时形成的特
殊现象。参加这次观测的詹森在日珥的光谱中发现一条未知的谱线D，位置
S
与钠的D线很接近。次年，洛基尔（1836—1920年，英国）在日全食观测中
又见到这条暗线，他确认这条谱线证明太阳中有一种特有的元素，定名为氦。
1895年，拉姆赛在一种结晶铀矿中找到一种气体，结果证明地球上也存在
氦。
在研究太阳光谱的同时，有人开始研究彗星的光谱，发现它是相隔为三
段的光谱色带。这说明彗星是一个发光体，不象行星那样仅仅反射阳光。哈
金斯（1824—1910年，英国）进而证明彗星的三段光谱带与碳氢化合物光谱
中的三段光带相合。后来他发现流星的光谱也与此类似，哈金斯的工作是比
较深入的，他观察过彗星的紫外光谱和由彗星反射的太阳光谱。
人们在研究中还发现连续光谱和发光体表面温度存在关联，通常当发光
体温度升高，其辐射能量的最大值向光谱的紫端偏移。恒星吸收光谱也与恒
星温度有关。塞奇（1818—1878年，意大利）自1863年起用低色度的摄谱
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仪观测恒星光谱，他把恒星分为白色星、黄色星、橙色星、红色星和暗红色
星。80年代以后，天文学家们才根据光谱，把恒星划分为不同温度类型的星。
1842年，物理学家多普勒（1803—1853年，意大利）指出，当波源与观
察者相对运动时，将观察到波源的频率发生变化；当光源离去时，它发出的
声或光的频率降低，或波长变长。人们很自然会想到在天体观测中也会产生
“多普勒效应”：如果星球向地球而来，其光谱必向紫色一端移动；反之，
则会向红色一端移动。1868年，哈金斯观察到天狼星吸收谱线向红端移动，
他计算出天狼星以约每秒34。5公里的速度远离地球而去。从此，利用多普勒
效应观测天体，解决了许多重大的天体物理问题，对现代天文学的诞生产生
了深远影响。
光度学的发展与应用是19世纪天体物理学的另一个方面。18世纪中叶，
兰伯特（1728—1777年，德国）建立了光度学的基本定律。他研究了光线在
透明介质中被吸收的情况，论述过月亮和行星的亮度问题，得到满月时月亮
的平均亮度只有太阳的27。7万分之一的结论。
1859年，泽内尔（1834—1882年，瑞典）发明了光度计，使星体亮度测
量的准确性大大提高，泽内尔用这一方法测量了星体的亮度，于1861年公布
了近代第一个使用光度计测量的星度表。在他之前，普森（1829—1891年，
英国）建议按星的亮度分为5个星等，相邻两个星等亮度之比为2。512。他
们的工作为恒星光度学奠定了基础。
在照相术发明之前，天文学家们是用手把观察到的星体形貌画在纸上
的。
1827年，尼普斯（1765—1833年，法国）制成了第一台照相机，他利用
银盐感光的原理制做底片，经过长达8小时的曝光得了第一张风景相片。他
的合作者达盖尔（1789—1851年，法国）在1839年发明了一种银版照相术，
使用碘化银做感光材料，感光时间缩短到 20—30分钟。定影液由天文学家
J。赫歇尔建议使用硫代硫酸钠。照相术的成功立即引起天文学家的高度重
视，就在当年由J。德雷伯（1811—1882年，美国）把照相机安装在一架口径
是7。6厘米的折射望远镜上，望远镜跟踪着月亮并连续曝光20分钟，终于得
到了第一张天文相片。
1851年，摄影师斯科特—阿切尔（1813—1857年，美国）发明了珂珞酊
湿片法，感光速度比达盖尔法快100倍以上。德拉鲁（1815—1889年，英国）
于次年将这一方法用于天文照相，仅曝光30秒就得到一张清晰的月亮照片。
1860年，他在西班牙又用此法拍到一张清晰的日珥照片。从此，照相方法在
天文观测中得到推广。
1871年，化学家马多克斯 （1816—1902年，英国）用明胶代替珂珞酊，
发明了干版法。这一方法几经改进在19世纪末使感光速度提高了几千倍，连
暗弱的恒星也可以拍照。此外，照相术还用来拍摄恒星的光谱。
由于分光术、测光术和照相术的应用，为研究天体的物理性质和化学组
成提供了可能，最终导致天体物理学的诞生。于是天文学由只能研究天体的
机械运动发展到研究天体的物理和化学特性，完成了自身的一次飞跃。
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六、近代后期地学
1。地质学进化论与灾变论的争论
直到18世纪地质学还处在矿物学的初级阶段。在大地构造的成因问题上
水成论和火成论学派的长期论争一直延续到19世纪初。
魏尔纳（1750—1817年，德国）是水成论的代表，他认为原始的地球是
由固体的地核和覆盖在地表的水组成的，海洋中含有大量岩石物质，这些物
质通过长期的结晶过程沉析为原始的岩层，同时由于海水的进、退交替发生
使岩层进化为陆地和岛屿。他还认为火山岩和火山产物是堆积在地表的新岩
层。19世纪初，水成论占据了统治地位，例如1807年英国成立地质学会，
会员全部是水成论者。
与水成论对立的一方是火成论，英国地质学家赫顿（1726—1797年）被
公认是火成论的代表者。他强调由于地球内部的热运动造成地质长期的缓慢
的变化。他曾说：“不是地球固有的因素不予使用”，就是说在研究地质现
象中不考虑超自然的力量，这一见解为近代地质的研究指明了方向。他同意
原始的地球是由核和包围核的大洋组成的观点，但认为地核内是温度很高的
岩浆，一旦喷流出来会形成玄武岩构造。火山的喷发使海底地壳隆起，形成
陆地和山脉。山脉的岩石经风化又被冲入大海，形成彼此平行的岩石，一层
层覆盖海底。赫顿实际上已具备了地质学进化论的基本思想。
人们对地壳演化和运动的历史主要是通过对古生物化石的发掘和研究认
识的。古生物学家居维叶（1769—1832年，法国）较早地注意到古生物化石
和地层的关系。他在研究中发现每个有机体都能自成体系。有机体的各部分
是互相适应的，任何一部分的改变都必然引起其它部分的改变，这样只要获
得机体的一部分，就可以判明其它部�