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研究的元素的挥发性化合物，或者是这种元素的卤盐所构成的阳极。阳极在
A，阴极在C，其中穿有一隙缝S1。从阳极来的经过阴极隙缝的阳射线，再经
过第二隙缝S2 形成一个狭窄的阳射线束。这一窄束又经过两绝缘板E1 和E2
之间，这两板同200—500 伏的电池组的两极联结，这样，这一射线束就展开
成为一个电波谱。再利用两个光栏将这波谱的一部分隔离，然后使它在电磁
铁M 的两极之间经过。两个接地的铜版F 保护这些射线，不受偶然的电场的
影响，于是射线形成隙缝的聚焦像，而落在照相底片上。电磁力所造成的偏
折，使速度不同而有相同的e/m（电荷…质量比）值的射线，聚集在底片的同
一点上。
如果取一条谱线作为已知，把它与未知电磁场里的其他谱线比较，便可
测定原子射弹的相对质量。或者将磁场维持不变，调整电场，使未知谱线占
据已知谱线先前所占的位置，也可以根据电场的强度算出相对质量。这两个
方法均可以将已知和未知粒子的质量加以比较。这个仪器所给出的测量值仅
仅取决于质量，所以叫做“质谱仪”是很恰当的。第一合仪器所测得的质量，
误差为1/1000，第二台改进到1/10，000。芝加哥的登普斯特（Dempster）
发明了另416 一种仪器，内有磁场使射线弯曲成半圆形。还有一种质谱仪是
①
N。Feather，Nuclear Physics；Cambridge， 1936；Lord Rutherford，The NewerAlchemy；Cambridge； 1937；
G。Gamow；Atomic Nuclei； Oxford，1937；E。N。da C。Andrade； The Atom，and its Energy； London，1947；Sir George
Thomson；The Atom； Oxford； 1947。
①
F。W。Aston，Mass Spectra andIsotopes； London，1933。
哈佛的班布里奇（Bainbridge）所设计的，可以用来进行很精密的测量。
1919 年，阿斯顿的第一台质谱仪使用之后，研究成果纷至沓来。两条确
定的谱线证实了汤姆生研究氖的结果，在某一时期里差不多每个星期都有新
的同位素发现。1933 年，阿斯顿在他的《质谱与同位素》（Mass Spectra and
Isotopes）一书中说：“在一切已知有相当数量存在的元素里，现在只有18
个还没有分析过”。到1935 年，人们已经知道有250 种稳定的同位素了。最
复杂的元素好象是锡，它有11 种同位素，其质量数自112 至124。根据这些
实验，普劳特首先提出的原子量是整数的规律，已经得到证实。210 这个数
字以下，差不多每一个数字都有一个稳定的基本原子。许多位置，两次或三
次被某些同位素占去，它们叫做“同量异位素”，换句话说，即是重量相同
而化学性质不同的原子①。
如上所述，α和β粒子的性质已为卢瑟福早期关于放射现象的研究所肯
定了。α粒子是氦原子核，根据阿斯顿的测量，它包含一个4。0029（氧取为
16）的核质量和一个阳电荷＋2e，即两倍于电子上的阴电荷一e。α粒子运
动的速度在每秒2×l09 厘米或10，000 英里左右。氢原子核或质子，包六
1。0076 的质量与一阳电荷＋e。伯奇（Birge）指出，事实表明有氢的重同位
素存在，同时古奥克（Giauque）与约翰逊（Johnson），继后有梅克（Mecke），
根据观察带状光谱的结果，取得质量为17 与19 的重氧存在的证据。
1932 年尤雷（Urey）用分馏法发现氢的同位素，其质量为2，等于正常
氢的两倍，在一般氢元素里仅占1/4000①。这种重氢（2H）叫做“氘”（D）。
如果使电荷从其中通过，有些原子失掉一个电子，而成为止离子，被人叫做
“氘核”。它们好象是质子和中子联系在一起的结构。瓦什伯恩（Washburn）
把普通水电离，得到一种新物质：重水，其中氢为其同位素氘所代替。重水
为刘易斯所分出，密度比寻常水大11％，而其冰点与沸点也不相同。现在已
能制造重水，中性氢（1H）的质量可以更准确地测定，其值为1。00812。
还有另外一些时常穿过大气而来、贯穿力更强的射线，可以在威尔逊云
室内探测出来。它们的来源好象在宇宙空间里。这些年来有很多人去研究它
们，特别是米利根和他的同事们②。这问题可以说开始于1909 年，起初是格
克耳（Gockel），后来是海斯（Hess）与科赫斯特（Kolhorster），都发现
验电器放在升空气球上，比在地面放电更快。这说明位置愈高，造成电离的
射线愈多。1922 年，包温（Bowen）与米利根将这些实验拿到55，000 叽的
高空去做， 1925 年米利根与卡梅伦（Cameron）将验电器逐渐下沉到70 呎
深的没有镭的水里而发现放电率连续减少。在以后的年份里，有些观测者走
得更远。这些射线的贯穿力比地上任何射线都大。地磁对于这些射线的效应，
说明其来源不在高层大气里。而且，这些射线的强度昼夜都是一样，因而它
们不是从太阳而来的。当银河不在南半球的地平线上时，仍然有这些射线，
因而它们的来源也不在我们的星系里，所以它们当是从银河系以外的天体或
自由空间而来。
这些宇宙射线的能量可以根据其穿透力加以粗略估计。安德生（CarI
①
F。W。Aston，“Forty Yearsof Atomic Theory”，in Backoround to ModernScience，Cambridge，1938。
① Phys。 Review； XL，1932，P。1。
②
R。A。Millikan； Cosmic Rays； Cambridge； 1939。R。A。Millikanand H。v。Neher，EnergyDistributionof
IningCosmicRayParticles，AmericanPhilo…sophicalSocicty； 1940。
Anderson）与米利根首先做了比较精确的测量。他们使宇宙线通过很强的磁
场，而观测其偏折。能量在60 亿（6×109）电子伏特左右相当确定的范围内
变化。安德生于1932 年利用这仪器发现具有阴电子质量的阳性粒子。这种阳
电子，早由狄拉克据理论预言其存在。这种粒子后来被命名为正电子。读者
当记得，以前已知的最小的阳性粒子是氢原子的核（质子），其质量约2000
倍于电子。正电子的发现又使我们对于物质的概念发生根本性的改变。
和其他带电粒子一样，正电子穿过物质时产生电磁波。宇宙线的频率比
X 和γ射线为高，其范围在每秒1022至1024周，而可见光的频率只有1014周。
这些频率不是直接测定的，而是将能量除以普兰克常数h 而算出的。
1923 年，康普顿根据量子论，提出可以和电子与质子相比拟的辐射单位
的概念，他将这个单位命名为光子。如果一个光子以足够的能量打击一个原
子核，特别是重原子核，一对正一负电子同时出现于云室里。这是1933 年布
莱克特（Blackett）与奥基亚利尼（Occhialini）首先提出，不久即为安德
生所证实的。这类成对的电子的动能约为160 万电子伏特，而入射光子的能
量为260 万电子伏待。这100 万电子伏特的差数可以量度电子对的“固有能
量”，是具有辐射能量的光子的物质化，这表现辐射转化为物质。反之，假
设正负电子互相湮灭，就有两个电磁辐射的光子，每个的能量为50 万电子伏
特，从相反的两个方向射出。这个设想于1933 年经提博（Thibaud）与约里
奥（Joliot）由实验加以证实。
在海平面处已经发现具有三、四十亿（109）电子伏特的宇宙线。它们常
以簇射（阵雨）的形式出现。在14，000 呎高的尖峰山（Pike’sPeak），这
现象尤其常见。根据贝特…海特勒（Bethe－Heitler）的簇射形成理论，一个
入射高能电子先将其能量转化为“冲击光子”，这光子产生电子对，每个电
子重演这一过程，直到所有的能量一律降低，成为低能的光子与电子。从地
球外面来的正射线可能不会达到海平面，至于在云室里所观测到的高能正负
射线，可能是在大气里形成的次级宇宙线。1934 年，安德生与尼特迈耶尔
（Neddermeyer）。。 假设具有高度贯穿力的踪迹是质量在电子与质子之间的粒子
的踪迹，这种粒子经安德生命名为“介子”。这两位物理学家于1938 年证实
了他们的假设，测量得这些粒子的质量为电子质量的220 倍，1939 年别的观
测者又量得为200 倍，而质子的质量约为2，000 倍。由此可见，要说�