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把这些观念扩大应用到整个恒星宇宙上的时候，就有人认为，宇宙间的能量
不断地通过摩擦转化为热而浪费了，同时，可用的热能又因温差减少而不断
地减少起来。于是有些物理学家便想到在遥远的将来宇宙中所储蓄的一切可
用的能量可能都要转化成热，平均分布到保持机械平衡的物质中，以后就永
远不可能再有任何变化了。但这个结论建立在几个未经证明的假设上。（1）
它假定根据有限的观察结果得出的结论，在大体上还没有弄清的更广泛的局
面中同样有效；（2）它假定恒星宇宙是孤立的体系，没有能量可以进去；（3）。。
它假定单个分子由于互相碰撞，速度不断地改变，我们不能追踪它们，把它
们分为快速与慢速两类。
麦克斯韦想象有一个极小的生物或妖魔，有极微妙的感觉，可以跟踪每
个分子的行动，负责管理墙壁上一扇无摩擦的滑动门，墙壁两边有两个装满
气体的房间。当快速分子由左到右运动时，小妖立刻开门，当慢速分子来时，
他立刻关门。于是快速分子聚集在右室，慢速分子聚集在左室。右室里的气
体逐渐变热，左室里的气体逐渐变冷。这样，有了控制单个分子的能力就可
以使弥散的能量重新集中起来。
在十九世纪所了解的自然界的情况下，在我们只能用统计的方法来处理
分子的时候，能量耗散的原理原是不错的。人们生活与 240 活动需要的能量
的供应量好象不断地愈来愈少，而热力学上的衰变的过程也有慢慢消灭宇宙
里的生命的危险。按照新近的知识，这个结论究竟在多大程度上得到修改或
证实，我们将在后面的一章内再加论述。在这里，我们应该指出，当分子的
速度按照麦克斯韦…波尔茨曼定律分配的时候，熵达到最大值——即能量的耗
散达到最大限度——的热力学条件就达到了，而这种分配的概率却是一个最
大值。这样，就把热力学同概率论的已知定律及物质运动论联系起来了。
光谱分析
那种把天和地区别开来的传统看法，经过整个中世纪，人们还是这样相
信，但伽利略与牛顿却把这种看法打破了。他们用数学方法与观察方法证明，
通过实验确立的落体定律在整个太阳系中一样适用。
可是要最后证明天地同一，不但需要天地在运动方面是类似的，而且还
需要证明天地在结构上与组成成分上也是类似的，还需要证明构成地上物体
的习见化学元素，在太阳、行星与恒星的物质中也一样的存在。这好象是一
个无法解决的问题。可是在十九世纪中叶却找到了一个解决的办法。
牛顿已经证明日光通过棱镜所形成的彩色光带，是由于白光分析成物理
上比较简单的成分的缘故。1802 年沃拉斯顿发现太阳的光谱被许多暗线所截
断；1814 年弗朗霍费（Joseph Fraunhofer）重新发现这些暗线，并用多个
棱镜增加光谱的色散度，仔细地将暗线的位置描绘下来。另一方面，1752 年，
梅尔维尔（Melvil）首先观察到，金属或盐类的火焰所造成的光谱，在黑暗
的背景上呈现特殊的彩色明线；1823 年，约翰·赫舍尔（John Herschel）。。
爵士又一次表示这些谱线可以用来检验金属的存在。这建议引起人们对于谱
线位置进行观测，并加以描绘与记录。
1849 年，弗科研究了炭极间的电弧光所生的光谱，发现在黄橙两色之
间，有两条明线，恰在弗朗霍费称为D 的两条暗线位置上。弗科更发现当日
光通过电弧时，D 线便比较平常为暗，若将一个炭极的光（它本身产生连续
光谱而无暗线）通过电弧，则D 线又会出241 现。弗科说：“可见，电弧光
本身是发生D 线的，但若D 线从旁的光源而来，电弧光就加以吸收。”
弗朗霍费谱线的理论好象首先是由斯托克斯（George GabrielStokes，。。
1819—1903 年）在剑桥的讲演中加以阐明的，可是由于他特有的谦逊，他并
没有将他的见解广泛宣传。任何机械体系都能吸收与自己的天然振动合拍的
外来能量，正象只要对儿童秋千不断地给予和它的自然摆动周期一致的一系
列小冲击，便能使它动荡不停一样。太阳外围的蒸气分子也必定能吸收从比
较热的内部射出的特殊光线的能量，只要这些光线的振动周期同蒸气分子的
振动周期一致。这样射来的光必定缺少了具有那种特殊振动周期的光（即某
一色彩），结果太阳光谱中便产生一条暗线。
1855 年，美国人奥尔特（David Alter）描述了氢和其他气体的光谱。
1855 至1863 年间，本生（von Bunsen）在罗斯科（Roscoe）的合作下，进
行了一系列的实验来研究光的化学作用，1859 年，他与基尔霍夫
（Kirchhoff）合作创立了最早的光谱分析的精确方法，于是化学元素，尽管
只有微量，也可由它们的光谱检查出来。铯与铷两个新元素就是用这个方法
发现的。
本生与基尔霍夫在事先不知道弗科实验的情况下，让发连续光谱的白热
石灰光，通过含有食盐的酒精火焰，结果，看到了弗朗霍费的D 谱线。他们
又把锂放在本生煤气灯中重新进行了这个实验，找到一条在太阳光谱中找不
到的暗线。他们断定太阳的大气中有钠，但没有锂，或者是含量太少，观察
不到。
这样开始的天体光谱学，经过哈金斯（Huggins）、詹森（Jan…ssen）与
洛克耶（Lockyer）等人的努力，有了很大的发展。1878 年，洛克耶在太阳
色球层的光谱的绿色部分看见一条暗线，和地上光谱中任何已知线都不符
合。他和弗兰克兰（Frankland）共同预言。太阳里有一个可以说明这种现象
的元素；他们并把这个元素命名为氦。1895 年，拉姆赛在一种结晶铀矿里发
现了这个元素①。
1842 年，多普勒（Doppler）指出，当一个波源与观测者作相对运动时，
所观测到的波的频率便会发生改变。如果波源向观察者逼近时，每秒钟达到
观察者的波数必定增多，结果是声或光的频率变高。反之，波源离观察者而
去时，声或光的频率降低。在快车穿过车站时，汽笛声音由高而低，就充分
说明了这种变化。如果一颗星向地球而来，其光谱线必向紫色一端移动，如
果离地球而去，则向红色一端移动。这种多普勒效应虽然很小，却可以量度，
经过哈金斯及以后许多人研究，使我们对恒星运动增长了不少知识，在近来
还使我们对其他现象增长了不少知识。
同时光与辐射热具有相同的物理性质，也得到充分证明。1800 年，威
廉·赫舍尔（William Herschel）爵士指出，将温度计放在太阳光谱中就可
以看出，在可见的红色光之外，仍有热效应。过后不久，利特尔（Ritter）
发现可见的紫色光以外仍有射线，可使硝酸银变黑。1777 年，舍勒（Scheele）
就发现了这种摄影作用。1830 至1840 年间，梅洛尼（Melloni）证明看不见
的辐射热和光一样，有反射、折射偏振、干涉等性质。有许多物理学家，特
别是基尔霍夫、丁铎尔（Tyndall）与鲍尔弗·斯特沃特（Balfour Stewart）。。
把发射与吸收两种强度的等价原理，扩大应用到热辐射。他们发现，一个能
吸收一切辐射的黑体，受热时也能发射一切波长的辐射。普雷沃斯特
（Prevost）在其交换理论（1792 年）中指出，一切物体都辐射热量，只是
在平衡时，其所吸收之量恰等于所发射之量。
麦克斯韦从理论上证明辐射对它所照射的面施加一种压力，这压力虽然
极其微小，但近年来已用实验方法加以证实。1875 年，巴托利（Bartoli）
指出这种压力的存在使我们想象一个充满辐射的空间，可以有理论上的热机
的汽缸作用。1884 年，波尔茨曼证明黑体的总辐射按其绝对温度的四乘方而
增加，或R=－aT4。斯蒂芬（Stefan）在1879 年就已经凭经验发现了这个定
律。这个结果很有用，不但对于辐射理论很有用，而且可以利用这个结果，
通过观察所放出的热能来测量火炉的温度，甚至太阳和恒星的表面温度。温
度增加时，不但总辐射照这个方式憎加，而且所发射能量的最大值，也向比
较短的波长的方向移动。
最后，一个元素的不同谱线的频率之间的确定关系，虽然到二243 十世
纪才在物理学上显出无比的重要，在十九世�