Alan W. Hirshfeld，编译自Sky & Telescope, Vol. 109, No. 2 (2005)

照相机和分光仪的出现，让天文学家专注于发展能把更多的星光汇聚到新造仪器上的手段。

19世纪即将结束的时候，邻近宇宙正为人所关注。照相机和分光仪这样的新技术赋予了一门逐渐长成的科学——实测天体物理学最初的立足点。太阳和几颗亮星的化学组成、太空中恒星运动的信息，以及照片上那些自古以来躲避了目光锐利的观测者视线的天体结构，都只不过是天文学家用于展示新仪器分析和发现宇宙潜力的途径之一。

上图：20世纪上半叶，天体物理学的中心是威尔逊天文台。从1917年到1948年，这里拥有全世界最大的望远镜——100英寸胡克（Hooker）反射式望远镜（右，Copyright 1925 Huntington Library）。

但是，在银河系那不完整的边境以外，更深层的宇宙空间中又有什么呢？这里是神秘的旋涡星云的领地，照相机和分光仪的能力因天文学家研究对象的迅速变暗而发生了动摇。为了有效利用这些技术，需要从根本上增大最基本的天文仪器——望远镜。

1800年代，美国与其他国家最主要的望远镜都是折射镜。不过1897年，当40英寸的叶凯士（Yerkes）望远镜在芝加哥郊外落成之后，折射望远镜的技术达到了顶峰。任何比叶凯士折射镜更宽更大（因而更厚）的透镜所能吸收的光线都会远远多于试图穿过它的、已经很微弱的星光。而且这已经作了假设，认为工程师可以避免大质量玻璃因自身重量导致的压陷问题。

另一方面，以镜面为基础的望远镜将光线反射到焦点，光线本身不会进入反射镜内部。因此可以将反射镜的背面牢固地支撑住。如果有合适的制造设备，反射镜尺寸仅有的极限似乎就是制造者的想象力外加钱包。

金属开端

1668年：1¹/₃英寸，牛顿革命性的反射式望远镜镜可以将天体放大约35倍。

图片提供：皇家学会

艾萨克·牛顿（Isaac Newton）被誉为1668年第一架实用反射望远镜的制造者。这架小仪器有6英寸长，口径1¹/₃英寸，可以将天体放大35倍。镜子的成分是钟用（或镜用）合金，这是一种铜锡合金，牛顿还向其中添加了砷，以增加其“白度”。它充其量不过是一块粗糙的镜子，表面只能反射16%的入射光线，而且也很容易变暗。尽管如此，用牛顿望远镜所成的月球影象据说与当时典型的小口径望远镜一样清晰。

1672年，法国人卡塞格林（Cassegrain）制造了一架拥有副反射镜的仪器。副镜通过主镜中心的一个洞，把光线反射到主镜后方，而不像牛顿式设计那样将光线反射到镜筒一侧。[英国人詹姆斯·格雷戈里（James Gregory）在牛顿制成其反射望远镜之前几年曾试验过几种卡塞格林式设计的变体，但没有成功。]1700年代，英国望远镜制造者约翰·哈德利（John Hadley）与詹姆斯·肖特（James Short）各自经营了销售金属反射望远镜的新型产业，所售的望远镜口径大至18英寸，声称有着大得夸张的对天王星的发现是追求大口径的开端。虽然当时制造望远镜的专业工匠主要将精力集中在精密的小型折射镜上，赫歇尔却发起了制造大型反射镜的改革运动。他的望远镜将成为科学发现的巨型设备，它们可以窥视深层宇宙，辨认出以前从未见过的行星、恒星和星云。

1789年：48英寸，威廉·赫歇尔40英尺焦距望远镜配备的镜用合金反射镜是他建造过的最大一架。

上图：图中的威廉·赫歇尔（右，图片提供：John G. Wolbach Library）正在他那著名的40英尺望远镜（左，图片提供：John G. Wolbach Library）目镜处工作。这架有着48英寸反射镜的40英尺焦距望远镜是赫歇尔建造的最大一架，但并非他的首选设备。赫歇尔在观测时会选择较小的18.7英寸口径、20英尺焦距望远镜。

靠着英王提供的200镑薪水和成功的反射镜制造产业的维持，赫歇尔本人带来了望远镜口径的爆发式增长。赫歇尔对制造望远镜的兴趣有着纯粹而持久的热情，并吸引了整个赫歇尔家族。他的妹妹卡罗林（Caroline，她凭借自己的能力成了天文学家）在1773年的一篇日记中抱怨道，住宅的每间屋子都成了车间。在威廉抛光反射镜的时候，她给他读书，并将食物一口口地喂到他嘴中，而他的兄弟亚历山大（Alexander）则去组装各式元件。

反射镜是由熔融的镜用合金铸造的，熔融合金先被倒入由砂和木炭制成的模具中（大型反射镜的模具则是由马粪压制而成的）。铸好后，每块盘片都由手工艰难抛光。为了克服由球面像差引起的变形，赫歇尔仔细地将他的反射镜修成抛物面型（只有抛物面镜才能将入射光线集中到单一的焦点上）。从1773年到1795年，赫歇尔制造了大约430块反射镜。以口径18.7英寸、长20英尺的反射镜为首的望远镜群使赫歇尔处在了一个令人羡慕的位置上，他可以看到世界上其他天文学家看不到的天体。

赫歇尔最为雄心勃勃的计划完成于1789年，这是一架史无前例的望远镜，焦距40英尺，口径48英寸。美国作家奥利弗·温德尔·霍姆斯（Oliver Wendell Holmes）这样回忆他初见这架望远镜时的情形：“它是个庞大而令人迷惑的东西，中央巨大的管子伸出倾斜的杆子、圆柱、梯子、粗绳……抬起的炮口傲慢地指向天空。”

尽管有着巨大的口径，这架40英尺焦距的望远镜却从未发挥出潜力。沉重的金属反射镜在自身重量的作用下发生了弯曲，而为了与夜间的冷空气达到平衡，往往需要花费几个小时的时间。除了少数几次例外，赫歇尔都选择了实用的20英尺焦距望远镜。因而，48英寸望远镜的各种问题也给希望超过它的未来野心家们敲响了警钟：这条道路已经为那些有着专注的热心以及深深的钱袋的人预定了。

越大越好

1842年：72英寸，在半个多世纪的时间里，没有比罗斯（Rosse）伯爵的“帕森斯顿（Parsonstown）的列维坦（Leviathan）”更大的望远镜了。

上图：第三代罗斯伯爵威廉·帕森斯（William Parsons）（右，图片提供：Birr Castle Archives / The Irish Picture Library）是列维坦（左，图片提供：Birr Castle Archives / The Irish Picture Library）背后的策划者。他的望远镜花费了3年时间建成，1842年间他花费了12000英镑。1845年2月开光之后，口径72英寸的“帕森斯顿的列维坦”成了世界上最大的望远镜。罗斯伯爵在他爱尔兰中部的领地上建起了这架庞大的望远镜。望远镜被安置在两面平行的砖石墙中间，这限制了它的视野，也只为每个天体留下了约1小时的观测时间。望远镜面朝南方安置，设计用于捕捉进入视场的“星云”。——引自乔治·钱伯斯（George Chambers）的《天文学叙述》（Descriptive Astronomy）（1867）

1840年代早期，当赫歇尔的48英寸镜筒（其镜片现已无存）被废弃并在地上逐渐腐蚀时，爱尔兰的第三代罗斯伯爵威廉·帕森斯着手建造世界上最大的反射望远镜。罗斯有着进行如此事业的一切先决条件：财富、空闲时间、工程知识，还有充足的劳力。他已花费了十多年的时间去试验镜用合金混合物（这种物质声名狼藉地易变形），并造出了一系列口径从6英寸到36英寸不等的反射镜。现在，他觉得可以开始向72英寸跃进了。

在1842年4月13日晚的星空下，3口大汽锅向一个铁模中倾倒了4吨熔融金属。30个人将红热的金属盘沿轨道拖向退火窑，金属盘在那里冷却了16周。之后，一台蒸汽驱动的机器将金属镜片缓慢磨成最终的抛物面，面型是由监控标度盘的形状决定的。就在安装前夕，反射镜破裂了。罗斯伯爵指挥了第二次铸镜工作，这次他成功了。为制造一面合适的备份镜，还要进行三次浇铸。

罗斯的望远镜被恰当地称作“帕森斯顿的列维坦”，无论是从视觉上还是从科学上来看，它都是可畏的。据观测者说，星象“完美而浑圆，没有什么额外的突出物或是闪烁”，而且距离近至0.5角秒的双星也可以被分辨出来。但这巨镜胜出在星云观测上，它所展现的是前所未有的清晰度。1845年4月，罗斯辨认出了“星云”（按现在的说法是旋涡星系）M51的旋涡结构。在一打以上的其他星云中也有类似的结构发现。

罗斯的望远镜还将很多星云分解成恒星，这使得某些天文学家作出了错误的结论，认为所有的星云本质上都是由恒星组成的。受爱尔兰气候条件的影响，这架巨镜的观测计划实际上在1870年代就停止了。1908年，望远镜被拆除，直到最近才被恢复起来。

上图：罗斯伯爵绘制了这张猎犬座M51（现在叫做旋涡星系）的草图。这张草图是通过巨镜的目镜所绘制的上百张图片之一。由于架台的关系，这架72英寸的望远镜从来没有装备摄影设备。（图片来源：The Scientific Papers of William Parsons, Third Earl of Rosse）

与罗斯同时，英国的长期观测者威廉·拉塞尔（William Lassell）建造了世界上最大的赤道式架台望远镜，它有着24英寸口径的镜用合金反射镜。拉塞尔用这架望远镜发现了海王星最大的卫星海卫一，还有天王星周围的卫星天卫一和天卫二。1851年秋，拉塞尔将这架24英寸望远镜从利物浦郊外的住宅搬到了气候更适合天文观测的地中海岛国马耳他。

1859年，拉塞尔的48英寸望远镜在利物浦开光，它在1861年首度观测了马耳他的天空。这架望远镜也有着叉式赤道架台，极轴用手动曲柄控制。在1865年返回英格兰之前，拉塞尔记录下了600个从未见过的星云，之后他使用更加便于控制的24英寸望远镜继续进行观测。48英寸的那架则一直被保存在库房中，并在1880年拉塞尔死前不久被当作废品卖掉。

银镀层

1870年代，当墨尔本大型望远镜失败后，大型金属反射镜的时代丢人地结束了。然而业余界受到了1850年代的两项技术突破的激励，继续进行着实验创新。

1856年，德国化学家尤斯图斯·冯·李比希（Justus von Liebig）发现了利用硝酸银、氢氧化钾、氨水和糖在玻璃上沉积出一层银反射膜的方法。之后不久，巴黎的物理学家列昂·傅科（Léon Foucault）和慕尼黑的光学设计师卡尔·奥古斯特·冯·斯坦海尔（Carl August von Steinheil）独立地将这一技术应用于制造口径4至13英寸的望远镜反射镜上。1864年，傅科使用他的技术为马赛天文台建造了31¹/₂英寸的镀银玻璃反射式望远镜。

新型反射镜带来了希望。镀银玻璃反射镜比镜用合金反射镜更轻，却没有后者那般易碎，且反射率更高，更易于加工。此外，给玻璃重新镀上反射膜也不象给金属镜重新抛光和重塑外形那样需要那么多的专业技术。还是在1850年代，傅科发展了他那灵敏的刀口检测法，这项技术利用一束照明光来检测反射镜表面，能达到可见光波长几分之一的精度。反射镜第一次可以在安装到望远镜上之前，在工厂中将问题精确地诊断出来。

纽约医生亨利·德雷珀（Henry Draper）在1862年采用了第一架镀银玻璃反射望远镜，此时距离傅科31¹/₂英寸望远镜的落成还有两年。德雷珀受罗斯在爱尔兰的72英寸巨镜视力所鼓舞，打算建造自己的15¹/₂英寸镜用合金反射望远镜，但他无法将其精密抛光成合适的形状。不过他却完善了一架同样大小的镀银玻璃反射镜，放大倍率超过了1200倍。

德雷珀出版于1864年的《如何建造使用镀银玻璃望远镜》一书成为写给反射望远镜制造者的实用建议（外加诱惑）标准纲要。1872年，他制成了一架28英寸的卡塞格林反射镜，并用它拍摄了第一条恒星光谱（织女星）。

1879年，英国业余天文学家安德鲁·安斯利·康芒（Andrew Ainslie Common）从经验丰富的仪器制造者乔治·卡尔弗（George Calver）那里得到了一架36英寸镀银玻璃反射望远镜，并对其进行了改造，以使其能够充分利用新式干板底进行长时间曝光。康芒在1880年代早期拍摄的猎户座大星云底片是类似现代影象的最早照片，而1883年的一次长时间曝光使他获得了皇家天文学会的金质奖章。

为了他那雄心勃勃的60英寸反射望远镜建造计划，康芒于1885年将36英寸镜卖给了英国纺织品制造商爱德华·克罗斯利（Edward Crossley），后者又将其捐给了加州利克天文台。1890年代，天文学家詹姆斯·基勒（James Keeler）在汉密尔顿（Hamilton）山顶使用由利克（Lick）重命名为克罗斯利的望远镜进行了破天荒的地面旋涡星云巡天。基勒的旋涡看起来是仙女座大星云M31的缩小变暗版，这暗示给人们一个充满星云的庞大宇宙。康芒的60英寸反射镜最后被哈佛大学买去，但从来没有获得与它的小兄弟相当的声誉。

上图：安德鲁·安斯利·康芒在1883年2月26日拍摄的猎户座大星云，曝光时间1小时。这张照片是使用他的36英寸反射镜在故乡英格兰拍摄的之后望远镜被搬到了加州的利克天文台，并更名为克罗斯利反射镜。这是接近当代天文学图象的照片中最古老的一张。直到那时，著名星云的细节只在素描簿中有所记录。

康芒反射镜的上述命运预示了大口径望远镜的未来。这些仪器将被安装到山顶上，在这里它们可以最终服务于科学而非为建造者的便利。配备着大型望远镜的天文台将成为拥有全职专业员工的事业机构。原先对天文学没有兴趣的有钱人将被劝说为大型望远镜的建造支付款项；这仅仅是因为罗斯伯爵、拉塞尔和康芒这样对天文学感兴趣的赞助者太少了。

追求最佳

1908年：60英寸，乔治·埃勒里·海耳（George Ellery Hale）在威尔逊山建造的两架大型望远镜中较为古老的一架于1908年开光。

Copyright 1953 Huntington Library

美国天文学家乔治·埃勒里·海耳是新兴天体物理学的热心拥护者。从儿时被光谱迷住，到为了拍摄太阳爆发而发明了太阳分色照相仪，再到他参与创办《天体物理学杂志》，海耳取得的科学进步都是这场运动的标志。海耳回忆说：“我天生就是个实验主义者。我必定会寻找物理学和化学与天文学结合的方法。”

1892年，海耳成为了芝加哥大学的教工，并在科学与经济两方面固执地推动着天体物理学的进程。1897年，叶凯士40英寸折射镜的落成是海耳为建造世界上最大的实用望远镜而进行的四次筹款中的第一次。但甚至早在为建造新的叶凯士天文台而垒砖砌石的时候，海耳就在制订60英寸反射镜的计划了。这块由海耳的父亲出资购买的反射镜于1896年运抵叶凯士，但在研磨抛光后，正当海耳为了它的安装而寻求资金支持时，它却被人忽略在地下室中。同时，海耳正打算为新的天文台寻找只存在于他的想象中的台址：一群最杰出的天文学家在山巅的研究室中用大型望远镜探索宇宙。

构筑梦想

1917年：100英寸，海耳的100英寸胡克望远镜在30多年间保持着“世界最大”的头衔。

上图：乔治·埃勒里·海耳（右，Copyright 1905 Huntington Library）建造了世界上最大的实用望远镜——共计四次。值得一提的是，这些仪器[伊利诺伊州的40英寸叶凯士折射镜、加州威尔逊山顶的60英寸和100英寸反射镜（左），以及帕洛马（Palomar）山以他的名字命名的200英寸望远镜]都还在使用着。

1904年12月20日，华盛顿的卡内基学院同意为在加州帕萨迪那附近一英里高的威尔逊山建立天文台提供支持，海耳梦中的设施变成了现实。1905年夏，一架反射式太阳望远镜已投入使用，在随后的几年中落成了两架垂直的“塔式望远镜”，它们也是用于拍摄太阳的。从叶凯士的地下室中挽救出来的60英寸反射镜由火车运往加州，并于1908年12月首度指向天空。海耳写道：“恒星看上去就是黑天鹅绒上的宝石，天空富饶而黑暗，每颗星都是光辉而鲜活的亮点。”

绝妙的视野只是加强了海耳超越60英寸望远镜的决心，这是在骡队将一吨重的反射镜运往山顶之前即已考虑过的计划。1906年夏，洛杉矶商人约翰·D·胡克（John D Hooker）同意为制造100英寸反射镜付帐。

在安装60英寸反射镜的同一天，重5吨、厚13英寸的玻璃盘片运抵帕萨迪那。在随后的5年中进行的是艰难的研磨、抛光、镀银、光学测试工作，还与望远镜的赞助人争吵不休。不过1917年，在海耳接近神经崩溃边缘的时候，100英寸胡克望远镜终于完工了。

它是赫歇尔、罗斯伯爵、拉塞尔的大型望远镜的后继者，但远比前任复杂。装配完毕的庞然大物重达100吨，但只需手推一下就可以让它运动起来。跟踪是由一台重物驱动的转仪钟机构完成的，转仪钟与直径17英尺的驱动轮连接，驱动轮的精度足以进行长达好几个小时的曝光。灵活的光学系统可以采用牛顿式、卡塞格林式和折轴焦点式结构，它可以探测世界上其他设备都探测不到的深层空间。

在海耳设立的舞台上，大步走来了另一位适于作出历史性发现的演员。爱德温·哈勃（Edwin Hubble）是个天赋颇高且不屈不挠的暗淡星云观测者，他的研究计划充分利用了胡克望远镜的能力。哈勃在1923年拍摄的仙女座大星云照片揭示了一颗空前暗淡的造父变星，这暗示仙女座大星云（范围可扩展到所有旋涡星云）必定位于银河系之外很远的地方。在一次观测绝技的展示过程中，哈勃及其同事米尔顿·赫马森（Milton Humason）将威尔逊山庞大的天体物理机器的触及范围拓展到了已知宇宙的边陲。结果是，他们证实了星系的径向速度随着距离的增长而增加——这就是宇宙膨胀的证据。

对于海耳来说，他本能地展望着未来，用“星光降落在地球表面的每一平方英里上，我们当前所做到的最佳工作就是收集并汇聚落在直径100英尺区域上的光线”来游说捐资者。这场战役的结果将是如今在帕洛马山之巅以他的名字命名的200英寸反射镜。

1948年：200英寸，帕洛马天文台的200英寸海耳预示着当代巨型反射镜的到来。直到今天它仍旧负担着大量科研工作。

图片提供：Scott Kardel / Palomar Observatory / Caltech

在一个世纪的大半时间里，天体物理学的先驱者们发起的观测方法明显区别于古典同行。他们相信，宇宙不仅仅是对目镜中所见的光点和细束连续的计算，更是广布的天体群，它们的本质也许能够通过它们发射的光线探测出来。为了这个目的，目光长远的观测者推进了新一代设备，以图更有效地收集光线，虽然用于解释它的理论框架尚不存在。装备了照相机和摄谱仪的巨型反射望远镜占据了自艾萨克·牛顿时代以来的技术成就金字塔的顶点。这是一座由创新与实验之石堆砌而成的金字塔，将石块粘合到位的是物理学、化学以及发明家的汗水。在1920年代砌就的最后一块砖石标志着摄影术、光谱学和望远镜创造力的整合。在它的帮助下，羽翼初丰的实测天体物理学转变成了今日发现的引擎。

Alan W. Hirshfeld，编译自Sky& Telescope, Vol. 108, No. 2 (2004)

通过分析星光，天文学家打开了一扇通往天体物理学这一崭新研究领域的大门。

当工业时代进入高潮的时候，尚处幼年期的天体摄影术也一样。全球各地的天文学家迅速认识到了摄影与望远镜联合工作的强大能力及其能为人们带来的科学收益。19世纪中叶，他们已经获得了月球、太阳和恒星的照片。但尽管照片能使人们对天体进行空前的分析，它们却只讲出了故事的一部分。恒星的化学和物理性质仍旧是个谜题。法国哲学家奥古斯特·孔德（Auguste Comte）曾经咬定，由于恒星和星云过于遥远，它们将永远埋藏自身化学组成的秘密。那么我们能不能对遥远的恒星和星云在“实验室中”进行详尽审查呢？

自17世纪起，太阳的光谱就不断地被科学家研究了。这些研究者中包括艾萨克·牛顿（Isaac Newton），他将一窄束阳光引入一间暗室中，并用玻璃三棱镜将其分解。但是直到两个世纪之后，罗伯特·本生（Robert Bunsen）和古斯塔夫·基尔霍夫（Gustav Kirchhoff）才说明，每束阳光是如何将太阳的化学组成显露出来的。如果说太阳彩虹中的特征线是埃及圣书文字，那么本生和基尔霍夫1860年的论文《由光谱观测进行化学分析》就可以称作天文学家的罗塞塔石碑。

光谱ABC

天体分光术的首个重大突破出现在1802年，当时英国化学家威廉·海德·渥拉斯顿（William Hyde Wollaston）观测到了太阳连续光谱背景上的几道暗线。渥拉斯顿错误地认为它们是不同颜色之间的天然界限。10年后，光学大师约瑟夫·夫琅禾费（Joseph Fraunhofer）在检验几片自制透镜的质量时，用一架小望远镜放大了太阳光谱，并数出了574条暗线。他将其中最突出的一条标注为A，后面是B、C、D，依此类推——这些名称沿用至今。夫琅禾费注意到，D线（实际上是一对距离很近的双线）的位置看起来与蜡烛火焰中的明亮黄线相同。他不知道这种一致是否有意义，也不能解释太阳和实验室对应光源光谱中暗线的成因。

上图：约瑟夫·夫琅禾费（1787-1826）出身贫寒，几乎没有接受过正规教育，但却成了熟练的仪器制造者，也是一位天文学的先驱。他对太阳与其他天体的光谱研究在当时是空前的。（图片提供：俄克拉荷马大学图书馆科学史收藏）

后来，夫琅禾费将注意力集中到太阳以外的其他天体上。他使用一架配备有三棱镜的4英寸折射镜观察了月球、几颗行星以及明亮恒星（包括天狼星和北河二）的光谱。他发现，在太阳、行星以及不同恒星的光谱中，比较明显的暗线位置往往是不同的。这时，夫琅禾费回到了他制造望远镜的日常工作中去，而天体分光术这一崭新的领域也沉睡了40年。

夫琅禾费之后，全欧洲的化学家研究了不同火焰以及电弧的光谱。实验数据积累下来了，分光学的理论也变得丰富了。甚至有线索表明，每种化学元素或成分都能产生自己独一无二的谱线，因此通过分光术分析物质——哪怕是鉴别新的元素——也是可行的。在众人高高的期望中，那条曾令夫琅禾费迷惑的D线是个“套环”，它使第一条解释陷入窘境；黄线就好象是个不速之客，几乎出现在每种物质的光谱中。为什么元素的光谱（如果假设各元素谱线是独一无二的话）都有同样的一条线？最终，两名德国科学家解答了这一问题。

约瑟夫·夫琅禾费让明亮的阳光穿过分光仪（上图），从太阳光谱中分辨出了多条暗线，并将它们用字母标示出来。下面这张原始光谱图由夫琅禾费本人手工上色，清楚地标出了每条暗线的位置。他的“D”线，也就是日后认定与钠元素有关的双线，是认识光谱成因的关键。（图片提供：慕尼黑Deutsches博物馆）

分光术先驱

罗伯特·W·本生在实验室中大胆无畏，甚至在1843年那次化学药品爆炸导致右眼失明后仍旧如此。他照常去研究有毒物质，譬如气味“能让手脚瞬间刺痛，甚至是眼花无知觉”的砒霜。不过，本生成了德国最重要的分析化学家。他的古怪是颇有传奇色彩的。据他的一个学生观察说，本生的“耐火能力非常强，他可以拿起热试管，还经常将手指在吹管口，这时我闻到了燃着的本生，而他的指头也冒烟了！”

上图：分光术的两位先驱者，罗伯特·本生（1811-1899，右）及古斯塔夫·基尔霍夫（1824-1887）研制了那个时代最灵敏的分光计，并引起了分光学这一领域的变革。他们证实夫琅禾费D线是由钠元素引起的，并发现了铯和铷，还最先解释了发射线和吸收线的产生机理。（图片提供：E. F. Smith Collection，宾夕法尼亚大学图书馆）

在做过的无数实验中，本生试图通过观察在与他同名的灯中燃烧的物质发出的彩色光芒来鉴定其组分。他的同事兼好友、物理学家古斯塔夫·基尔霍夫建议他使用三棱镜去观察每种燃着物质的光谱。他们一起研制了高精度分光计。

上图：本生和基尔霍夫的分光计（图片来源：J. N. Lockyer, Solar Physics, 1874）

本生和基尔霍夫使用他们的新设备解决了D线无处不在的疑难——今天我们知道，D线是钠元素存在的踪迹。他们意识到，困扰前辈的是实验室中一种不曾料到的污染物：食盐！氯化钠，也就是食盐，在地球表面处处有分布，而如果不加留心的话，它就会渗进化学样品中。正如19世纪的历史学家艾格尼丝·M·克拉克（Agnes M. Clerke）所描述的那样，“（食盐）在空气中漂浮；在水中漂流；每粒尘埃中都有它的粒子相随；排除它绝对是不可能的”。

D线问题的解决不仅是本生高超实验技术的反映，更是光谱分析学超高灵敏度和科学潜力的体现。似乎是要强调后者的威力，本生和基尔霍夫凭借他们的强大工具，仅仅依靠观察光谱就发现了两种新元素：铯和铷。

之后海德堡的两位科学家证实，在实验室光谱中观察到的亮线序列与太阳光谱中的暗线序列精确吻合。因而夫琅禾费的暗D线说明，太阳上有钠元素，其他夫琅禾费线也就表示其他化学元素的存在，其中包括太阳最丰富的组成元素——氢。

他们破天荒的实验也告诉物理学家不同类型光谱的基本成因：稀薄气体的光谱可以是实验室中所见的发射谱，也可以是太阳光谱暗线那样，是在白热背景上的吸收线。

本生和基尔霍夫的实验衍生出了大量意义深远的结果。一次两位科学家将他们的分光计对准窗外10哩以外一团烈火的化学成分。本生想，如果他们可以确定地球上火焰的组成，某日天文学家能否对着群星做出同样的事呢？

上图：光谱有3种表现形式：连续谱、吸收谱和发射谱。白色光源发出的光涵盖了整个可见光波段；而其所得的光谱就是经典的彩虹图样。吸收线的产生是由于在光源前方有一团吸收介质（如冷的气体）遮挡，吸收了某些特定波长的光线。其结果就是在光谱中出现了间隙。热的稀薄气体能产生发射线。（图片来源：Astronomy Today）

太阳分光术及其他

很快，人们认识到了本生的观点。早在1864年，在纽约市区用一架11.25英寸折射镜进行观测的刘易斯·M·拉瑟弗德（Lewis M. Rutherfurd）就拍摄了太阳的高清晰度光谱。安德烈·J·埃格斯顿（Andreas J. Ångström）于1868年绘制的太阳光谱上精确地标有其中的1200条吸收线，其中的相当一部分是由常见元素产生的。19世纪末，人们在太阳中确认出50种元素，其中就有从未在地球上发现过的氦元素。

1862年，在得知本生和基尔霍夫的工作后，自学成材的天文爱好者威廉·哈金斯（William Huggins）在伦敦市郊的上图尔斯山（Upper Tulse Hil）l将他的视线——还有分光计——对准了广阔的宇宙。他在私人天文台中配备了维多利亚时代分光学家的标准装备——三棱镜、电池、电火花卷、本生灯、化学药粉——类似弗兰肯斯坦的实验室。利用一台阿尔万·克拉克（Alvan Clark）所制的8英寸折射镜，哈金斯先是在他的朋友，化学家威廉·A·米勒（William A. Miller），之后是在同样爱好天文的妻子玛格丽特（Margaret）（用她自己的话来说，她是“重要的科学女佣”）的帮助下目视观测了恒星和星云的光谱。1863年，他尝试去拍摄天狼星和五车二的光谱，但失败了；直到19世纪70年代有了更好的转仪钟和感光更快的干板底片后，哈金斯才获得了成功。

上图：威廉·哈金斯（1824-1910）是分光学的领军人物，也是最早通过分光计观看深空天体的人之一。他观测了几个星云，其中的一些性质显示为热的稀薄气体，另外一部分则拥有暗淡的连续光谱——这为日后证明旋涡“星云”是星系的研究铺平了道路。在玛格丽特·林赛·哈金斯（Margaret Lindsay Huggins）（1848-1915）与丈夫相识之前，她已经是熟练的仪器制造者了，同时她还是天文学家、分光学家，与丈夫一道联合发表了多篇论文。她最为值得一提的工作就是对猎户座大星云的观测。（图片提供：俄克拉荷马大学图书馆科学史收藏）

哈金斯的观测证实了夫琅禾费在半个世纪前作出的断言：恒星光谱的样子与太阳大体相同，但是它们最显著的特征谱线往往不同。而这些差异直到20世纪恒星的物理实质为人所阐明后才被解释清楚。

这时，天文学家们手中已有证据表明，整个宇宙的元素组成——更进一步，它所遵从的物理定律——是一致的。1864年，哈金斯作出了一项关于谜一般星云本质的关键发现：它们中的一些成员光谱中只有发射线。换句话说，它们类似于热气体的特征线。然而，旋涡“星云”有着象太阳一样的连续谱，它们就好象是从无数未被分辨出的恒星发出的暗弱光线一样。这些旋涡星云是不是象我们银河系一样，是遥远的“岛宇宙”，而它们的成员恒星因距离太远而显得模糊？这个问题也是在20世纪才被人们回答出来，这时的望远镜更为庞大，摄影术更加完善，而那位名叫爱德温·哈勃（Edwin Hubble）的天文学家也登场了。

光谱分类

当哈金斯在英国开始了他先驱性的研究之时，亨利·德雷珀正在位于纽约城以北20英里的哈得逊（Hudson）河畔的家中为望远镜镀银。尽管他学习的是医学，天文却在亨利·德雷珀的血液中流淌。在亨利三岁的时候，他的父亲约翰·W·德雷珀（John W. Draper）就拍下了第一张月球照片，并在几年后记录下了太阳的光谱。受爱尔兰罗斯（Rosse）伯爵6英尺反射镜的激励，约翰建造了他自己的15英尺（以及日后的28英尺）镀银玻璃反射望远镜。1872年，他用较大的那架来拍摄织女星光谱（尽管工作是粗糙而不成熟的）。1879年，在哈金斯的建议下，德雷珀采用了感光速度更快的干板底片，开始了大规模记录恒星光谱的工作。

在3年的时间中，他获得了80幅细致的恒星、行星，以及一颗彗星和猎户座大星云的光谱。他45岁时的早逝使他没有能大规模地研究恒星光谱分类——这是由罗马的耶稣会士天文学家安吉洛·塞奇（Angelo Secchi）在19世纪60年代开辟的新领域。德雷珀的遗孀安娜·玛丽·帕尔默（Anna Mary Palmer）捐资给哈佛大学天文台继续进行光谱分类的工作。成功完成这项时间和劳动力密集工作的关键是物端棱镜的研制，这种设备安装在望远镜主镜前方，将视野中每颗星的光谱都记录下来。当这项计划在20世纪20年代最终完成的时候，作为成果的亨利·德雷珀星表包含了超过200000万颗恒星的光谱类型。

偏移的焦点

在哈金斯和德雷珀开始研究天体光谱之前，天文学家就已经认识到，光谱线可以帮助人们测量天体的视向运动。19世纪40年代，奥地利数学家克里斯蒂安·多普勒（Christian Doppler）和法国物理学家阿曼德·斐索（Armand Fizeau）独立给出了这一问题的基础，这就是如今所说的多普勒效应。当声源靠近或远离接收者的时候，声波的频率会发生变化；类似地，当光源靠近或远离观察者时，光波的频率也会改变。当一颗星在太空中疾驰之时，它的光谱线看上去偏离了正常位置少许：如果它是远离地球而去的，谱线偏向红端，而如果接近地球，则靠近蓝端。使用精确的分光仪足以测量这般大小的偏移，而星体的视向即径向速度也就可以计算出来了。

早在1868年，威廉·哈金斯就目视发现了几颗亮星的光谱线偏移，尽管他测出的径向速度比实际差得很远。20年后，德国天文学家赫尔曼·C·沃格尔（Hermann C. Vogel）通过拍摄光谱了解了恒星速度的精确值。19世纪90年代，加州利克天文台的威廉·华莱士·坎贝尔（William Wallace Campbell）及其同事发表了数千颗恒星的视向速度。他们的结论是：银河系中的恒星（包括太阳）正以每小时数十万英里的速度在太空中飞跑。

多普勒效应同样是发现目视无法分辨的双星，即分光双星的重要理论基础。1871年，英国发明家威廉·亨利·福克斯·塔尔波特（William Henry Fox Talbot）预言，双星的轨道运动——包括成员星因距离太近而不能被单独观测到的那些——可以从光谱线的周期性振动显示出来。1887年，哈佛大学天文学家爱德华·C·皮克林（Edward C. Pickering）发现，大熊座开阳双星较亮的那颗子星有时候看起来实际是2颗星。皮克林的同事安东尼娅·C·莫里（Antonia C. Maury）对此作了进一步研究，发现其光谱线以精确的周期发生偏移：先是移向可见光谱的蓝端，然后是移向红端。后来，人们发现开阳双星的暗子星也是分光双星，而其他著名的恒星如北极星、角宿一、五车二、大陵五等等都是分光双星。与测量恒星的视向运动一样，计算双星的轨道也是传统天文学家与天体物理学家兴趣交迭的领域。

19世纪末，天体分光术在太阳系和银河系的范围内都发挥了巨大作用。人们积累下了大批的分光数据，而这些数据每天都在增加。1895年，为处理这些不断涌现的数据，《天体物理学杂志》（The Astrophysical Journal）诞生了。然而分光观测对天体物理学这门年轻的科学产生的影响被不牢靠的理论基础冲淡了。实际上，天体物理学“天体”部分的发展远远超过了“物理”部分。

其中的一个主要障碍是缺乏合适的仪器——特别是大型望远镜。正是尚处幼年期的天体物理学对观测的需求促成了巨型反射望远镜的建造。这些颇具英雄色彩的光线收集管可以将空前多的光子会聚到照相机和摄谱仪上，并且最终促成了天体分光术最为辉煌的胜利：宇宙膨胀的发现。

注：本文及《星光侦探》《镜中宇宙》两篇文章最初译成于2004-2005年并发表于个人主页，最近对原始译文作了修改及图片补充，在此发出修订版。

Alan W. Hirshfeld，编译自Sky& Telescope, Vol. 107, No. 4 (2004)

从一项新奇事物发展成为一种强有力的科研工具，天体摄影最终走向了成熟。

1930年，爱德温·哈勃（Edwin Hubble）宣布了一项自伽利略首次将望远镜对准星空以来最为重要的天文发现。原先认为宁静漂浮在真空中的星系实际上正以不可思议的速度相互飞离；宇宙正在膨胀。哈勃非凡的发现引发了对认识的深远影响：宇宙诞生于一百多亿年前的原始火球中。在新的证据面前，长期占据统治地位的静态无穷宇宙观念在很大意义上消亡了。哈勃跨时代的发现促成了现代宇宙学研究——这是关于宇宙诞生、演化和消亡的科学。今天，该领域取得的成就依旧如同在哈勃的时代那般引人注目。

上图：自从1839年法国科学院首次公布以来，银板照相法就算没有立即鼓舞起当时的专业天文学家，也激起了全体公众的想象力。这张未标注日期的照片拍摄的是银板摄影师约翰·H·菲茨吉本（John H. Fitzgibbon，1819-1882）在密苏里州圣路易斯的工作室中的情形，他正在使用银板照相艺术的多种工具。这一过程令人厌烦、低效且有害，但却能以非凡的细节记录影象。（图片提供：霍顿图书馆哈佛剧院收藏）

那么哈勃作出他那著名发现的基础是什么？是什么使得他可以成功完成当时最富挑战性的观测？哈勃的工作并非独一无二，它实际上是长达十多年的科技进步的顶峰，这样的进展在人类的历史上少有。膨胀宇宙的发现实际上要依赖于3项重要技术的组合：天体摄影术、天体分光学以及庞大而精密的望远镜的出现。它们是诞生于19世纪中叶的“新”天文学，也就是天体物理学的利器。天体物理学的支持者们绕过了关于天体位置和运动的成熟研究，转而去回答更加基本的问题：恒星是由什么物质组成的？它们如何产生？为什么会发光？宇宙的结构是什么？宇宙的过去和未来又是怎样的？

要回答这些问题，就需要有专门的工具将天体的暗淡光芒记录下来，以供人们在实验室中详查。通向这种令那些对此不屑一顾的专业同行感到汗颜，而他们自己也因这些举动而杰出。

如果说哈勃总结了科学突出成就的故事，这个故事的第一幕就应该发生在19世纪40年代的爱尔兰。在这里，哈勃的精神鼻祖——第三代罗斯（Rosse）伯爵威廉·帕森斯（William Parsons）梦想着造出世界上最大的望远镜。经过几年的试验，罗斯伯爵成功建造了他那口径6英尺、长58英尺的金属反射镜列维坦（Leviathan），并在气候变化无常的爱尔兰尝试着使用它来获取成果。（最近列维坦安装了新的镜筒和现代的镀镍铝制主镜，重新恢复了使用。）

罗斯伯爵和哈勃都巡视了他们所处时代的可见宇宙边缘，使用了他们各自时代最大的望远镜。罗斯伯爵画下了他眼中所见的事物；哈勃为了完成这个任务则应用了照相机和分光仪，并使用了加利福尼亚州威尔逊（Wilson）山巅的100英寸反射镜。正是罗斯伯爵在1845年发现了神秘的“旋涡”星云，而78年后，哈勃确认它们就是远方的银河系。

虽然罗斯伯爵装备了当时最为庞大的仪器，但却受限于维多利亚时代的科学；他不具备综合理解自己所见天体真实面目的基础。而在另一方面，哈勃的宇宙却是一座广阔的实验室，一片能让哈勃运用发展中的物理知识来解释自然秘密的领地。将这两位在时间上相差数十年的天文学家联系到一起的桥梁，要追溯到1839年1月巴黎一次轰动性的公众通告：路易·雅克·芒戴·达盖尔（Louis-Jacques-Mandé Daguerre）以化学方式在金属板上成功记录下了永久的影象。

上图：这张2毫米宽的银板照片序列拍摄的是满月，由纽约卡南代瓜（Canandaigua）的塞缪尔·德怀特·汉弗莱（Samuel Dwight Humphrey）在1849年9月1日晚间拍摄。他使用8英寸焦距的镜头记录下了月球表面空前的细节，照片在银板照相过程中已经经过了镜像翻转。注意照片序列旁边的手写曝光时间。这些照片据信属于现存最早的月球照片之列。（图片提供：哈佛大学天文台）

早期的成功

>几千年来，天文学家用来研究天空的唯一光学仪器就是自己的眼睛。眼睛对天文学研究来说不能算是完美的设备：它收集光线的口径太小，不能放大物体，不能记录所见的场景，也不能积累在一段时间内所感受到的光子。17世纪望远镜的发明克服了人眼的前两个局限；而摄影术的引进则征服了后两个。

1840年3月，银板照相的先驱者之一、纽约的药剂师约翰·威廉·德雷珀（John William Draper）在曼哈顿广场一座高楼的楼顶拍下了第一张粗糙的月球照片。3年后，德雷珀记录下了太阳光谱。1845年，法国物理学家让·巴纳德·莱昂·傅科（Jean-Bernard-Léon Foucault）和阿曼德·希波吕忒·路易·斐索（Armand-Hippolytr-Louis Fizeau）获得了一张令人满意的太阳照片。接下来的进展要归功于波士顿的银板摄影师约翰·亚当斯·惠普尔（John Adams Whipple）和钟表匠兼哈佛大学天文台首任台长威廉·克兰奇·邦德（William Cranch Bond）之间的合作。

上图：1840年初，继路易·雅克·芒戴·达盖尔并不成功的尝试后，纽约药剂师约翰·威廉·德雷珀（1811-1882）拍到了首张月球照片，揭示了月面的细节。最初的照片据信是毁于纽约自然历史会堂的一场大火，当时它们被保存在那里。1843年，德雷珀成功拍摄了太阳光谱，光谱线在红外和紫外波段都清晰可见。他在照相化学反应以及光与热的关系方面所作出的基础性工作使得他成为美国最早的一批科学家之一。

邦德的观测记录表明，当惠普尔让他把照相机固定到天文台的15英寸大型折射镜上时，他偶然意识到了这一点；但为了迁就他的常客，邦德时常要停下自己的工作。[在数十年后的1870年，邦德的这个看法由火星卫星发现者阿萨夫·霍尔（Asaph Hall）再度提出，当时霍尔是抱怨用折射镜从事光谱观测的苦头。]而早期使用望远镜拍摄太阳的尝试却只是让他儿子乔治·菲利普·邦德（George Philips Bond）的袖子着了火。1849年，惠普尔和邦德拍摄了月球详尽的影象。这张照片以及后继者的大小只有2.5英寸，它们在1851年的伦敦博览会上导致了轰动效应——宇宙似乎被“带到了地球上”。

上图：一张接近上弦时分的月球银板照片，是1852年2月26日由摄影家约翰·亚当斯·惠普尔使用哈佛大学天文台的15英寸折射镜拍摄的。惠普尔和天文台台长威廉·克兰奇·邦德先前拍摄的类似照片已经在1851年的伦敦博览会上引起了轰动。（图片提供：哈佛大学天文台）

1850年，惠普尔和邦德在进行了1分半钟的曝光后拍下了第一批恒星的影象，拍摄对象包括织女星和北河二双星。翌年，乔治·邦德用银板照相法拍摄了木星赤道上的云带。考虑到月球与木星摄影所需要的时间相近，而木星的距离更为遥远，他推断木星表面的反照率要更高。这是羽翼未丰的天体摄影术取得的第一项科学成果。

上图：威廉·克兰奇·邦德（1789-1859）死前共执掌哈佛大学天文台20年。他的儿子乔治·菲利普·邦德接了他的班。在羽翼渐丰的天体摄影领域中，邦德父子与约翰·亚当斯·惠普尔一道与最初的成功密切关联。

尽管早期有过这些成功的事例，大多数职业天文学家却还是回避了摄影的过程。那时的摄影术是有害的、不精密的，而且还是低效的。只有少数天文学家预见到了这项新技术的潜力，认为它可以超越用人眼直接观看望远镜目镜时的效果。从19世纪50年代到80年代，天体摄影上的大多数进展都是由独立于学术机构的天文爱好者作出的。1852年，英国的印刷机发明者沃伦·德拉鲁（Warren De la Rue）开始着手于努力改进月球摄影质量，这项工作持续了将近10年。他的工具是自制的13英寸反射镜（后来又配备了转仪钟），以及曝光更快的湿火棉胶摄影术。后一技术是一年前由他的同胞、雕刻家、摄影家弗雷德里克·斯科特·阿彻（Frederick Scott Archer）引进的。德拉鲁的月球照片在放大到8英寸后仍旧生动而清晰。作为证据，这些照片连带他那不可置信的月球立体图象为关于月球地貌火山起源的争论增添了可能性。

上图：英国天文爱好者沃伦·德拉鲁（1815-1889）在1851年的伦敦博览会上看到了惠普尔和邦德拍摄的月球银板照片后，自己开始从事天体摄影。使用湿火棉胶底片和自制的13英寸转仪钟折射镜，德拉鲁给月球摄影带来了戏剧性的进步。在早期力图使实测天文学家支持天体摄影的努力中，他那详细的报告起了至关紧要的作用。

皇家天文学会对此留下了深刻的印象，并资助德拉鲁建造了一架专门的望远镜照相机（太阳全色照相仪），用以监测太阳黑子、拍摄日食。1860年7月18日，德拉鲁和意大利天文学家安吉洛·塞奇（Angelo Secchi）拍摄的日食照片显示，日珥确实是太阳上而非月球上的现象。（那时候，日珥只能在日食时被观测到，这就使人们对它起源的认识很不确定。）1861年，德拉鲁用立体图象说明，黑子是位于太阳光球层（也就是太阳的可见表面）上的凹陷。通过他向科学团体所作的详尽摄影报告，他为他的天文同行在日后的进展铺平了道路。

同时，美国人刘易斯·莫里斯·拉瑟弗德（Lewis Morris Rutherfurd）放弃了他的法律职业，于1856年在位于曼哈顿第2大道第11街（2nd Avenue, 11th Street）的自家花园一角建立了一座天文台。受邦德父子在哈佛大学天文台所作工作的启发，拉瑟弗德给他的11.25英寸菲茨（Fitz）折射镜配置了一架照相机，以图研究天体摄影的价值。根据他自己严苛的标准，他最初拍摄的月球、行星和恒星的湿火棉胶影象是失败的。他意识到，造成这一后果的罪魁是，他的望远镜更适合目视观测而非摄影。望远镜的物镜的设计是在可见光黄绿波段表现最佳，眼睛在这里是最为灵敏的；然而19世纪的照相乳胶主要是对蓝光的灵敏度最高。经过多年艰苦的工作（包括对太阳光谱最早的照相研究），拉瑟弗德为他的望远镜更换了一块自己设计的“摄影用”主镜。这样，他只需曝光几分钟就可以拍摄出边缘相当明晰的恒星、双星和星团影象了。

上图：19世纪60年代，曾做过律师的纽约天文学家刘易斯·莫里斯·拉瑟弗德（1816-1892）与望远镜制造工亨利·菲茨（Henry Fitz）一道，开发了“摄影用”折射镜的关键部件。他用这些设备获取了月球、星团和太阳光谱的高质量照片。

拉瑟弗德在1865年发表于《美国科学杂志》（America Journal of Science）上的一篇文章中写道，“用这样的中等口径望远镜就可以拍下9等星。这种能力证明，应该发展和提高摄影术在测绘星空方面的应用，而在一些测量活动中，它显示出了长久以来被拖延且已经令人失望的希望。”

1868年，拉瑟弗德将他的11.25英寸折射镜更换为一架口径13英寸的望远镜，这架望远镜的目视物镜可以在安装一片辅助透镜后改作摄影用。在接下来的10年中，他为昴星团、鬼星团以及其他星团拍摄了大量底片，还制造了桌面式千分尺阵列来测定星团成员星的位置。（在湿火棉胶底片上，恒星的影象很黯淡，无法与底片自身的微小斑点区分开来。因而拉瑟弗德在同一底片上拍摄两组并行的影象，一组曝光时间长，另一组要短些；所有恒星的影象都是双重的，但火棉胶底片自身的斑点只有一组。）

拉瑟弗德从没有达到他的初衷：证明摄影术在天体测量学——对星体位置的精确测量——上的价值；他的兴趣更倾向于摄影的进步和分光技术，而非数据处理。然而，天文学家本杰明·阿普索普·戈尔德（Benjamin Apthorp Gould）等人日后对这些星团照片的分析却说明了拉瑟弗德的论点，也就是有了天体摄影术和合适的测量方法，“老”天文学的关键分支——天体测量学研究可以更有效地进行；同时，这也是向一个被1889年的《科学美国人》杂志称为“迄今美国最卓越的私人科学家”的人所作的颂词。

先驱式的天体摄影家

上图：纽约医生亨利·德雷珀（Henry Draper）（1837-1882）在设计建造镀银玻璃主镜反射望远镜、天体摄影和恒星光谱型等方面作出的先驱性努力大大促进了19世纪70至80年代实测天体物理学的发展。（图片提供：哈佛大学天文台）

当拉瑟弗德在位于城市中的天文台拍摄天空时，他的同胞，纽约人亨利·德雷珀正在通过显微镜拍摄银板照片，来为他关于人体脾脏的医学论文准备插图。1857年，第一个拍摄月球的人约翰·威廉·德雷珀的儿子——20岁的亨利毕业了，这个年龄对于考取行医执照来说还太年轻。他进行了一次欧洲之旅。在比尔（Birr）城堡，他看到了罗斯伯爵那庞大的列维坦望远镜。当返回美国的时候，德雷珀决定在他的住家——亨德森的哈斯汀（Hasting-on-Hundson）建造美国第一座专门用于天体摄影的天文台。（现在这里是博物馆兼档案馆。）他向声明远扬的英国天文学家约翰·赫歇尔（John Herschel）征求意见，赫歇尔建议他放弃从艾萨克·牛顿（Issac Newton）时代延用下来的复杂金属反射镜，改用完美的研磨玻璃镀银镜片。亨利和他的哥哥丹尼尔（Daniel）开始用自己设计的脚踏车研磨机工作——除了一次让狗沿固定轨道奔跑的失败试验以外。他们一起制造了一系列实用的玻璃反射望远镜，最大口径达到了28英寸。

亨利详尽的报告《建造口径15英寸半的玻璃望远镜，及其在天体摄影上的用途》成为一代又一代天文爱好者自制望远镜的标准手册。他创下了多个天体摄影里程碑，其中包括第一次记录恒星光谱（织女星，1872年）和第一次拍摄猎户座大星云（1880年）等等。1882年，在亨利45岁因肺炎去世后，他那拍摄和分析恒星光谱的空前工作中断了。这项计划由亨利的遗孀安娜·玛丽·帕尔默（Anna Mary Palmer）赞助哈佛大学天文台继续进行。它的意义在于获取了现代照相光谱分类的原则。1924年，该计划编成了纪念碑式的德雷珀恒星光谱表（Draper Catalogue of Stellar Spectrum）。

天体物理学的兴起

1874年的金星凌日却使天体摄影成为正规研究手段的进程产生了短暂但很显著的倒退。这次天象给人们提供了一次准确测量日地距离的罕见机会，而人们对照相机这只“公平”的眼睛寄予厚望，希望它能消除目视观测带来的幻觉。然而，美国、法国和德国的照相小组使用不同的设备和观测方法，却都没有从照相底片上提取出可靠的数据。日后，由14国天文学家组成的讨论组在总结中表示了对1882年下一次金星凌日使用摄影方法观测的不赞同。在1886年向圣彼得堡科学院提交的一份报告中，普尔科沃（Pulkovo）天文台台长奥托·威廉·斯特鲁维（Otto Wilhelm Struve）总结了传统天文学家的普遍感受：“上帝禁止用这些新奇迷人的东西进行天文学研究……”[甚至直到1914年，目视观测的拥护者珀西瓦尔·洛威尔（Percival Lowell）还将“新”天文学的流行归因于“图片对人们产生的影响”。]

上图：这张来自美国海军天文台观测队的明胶底片拍摄下了1882年12月6日的金星凌日。（叠加的网格是望远镜光学系统引入的人为物；小斑点是摄影乳剂的瑕疵。）美国与法国都属于在1882年的金星凌日中继续使用摄影手段的少数国家之列。（图片提供：美国海军天文台图书馆）

在对金星凌日的“山崩”觉醒后，一场双重的革命将摄影术推入了世界各大学术性天文台：第一，人们发明了“超级灵敏”的动物胶基底溴化银干板，这样的底片只需曝光1/10秒，得到的影象细节就可以与湿火棉胶底片曝光10秒，或银板曝光30分钟所得的相媲美；第二，一批新兴的职业研究者——天体物理学家——的地位逐渐升高，他们将摄影术（以及分光术）视为获取天体本质信息的重要工具。而相当重要的一点是，19世纪80年代的几项大型目视天文计划都没有得到可靠的结果，其中包括恒星光度的测量、光谱分类以及对弥漫星云结构的研究。

当照相机揭示了大量从未被肉眼观测过的天体时，目视观测的局限性进一步显现了。英国工程师安德鲁·安斯利·康芒（Andrew Ainslie Common）用他自制的36英寸反射镜拍摄了猎户座大星云的照片，显现出了远比目视所见更多的发光气体涡旋结构。他的英国同胞艾萨克·罗伯特（Isaac Robert）将20英寸反射镜拍摄的照片出版为一本清晰的星团、星云影集；他那“真正的”蟹状星云影象边缘比最熟练的画技所能描绘的还要清楚。1891年，德国天文学家马克斯·沃尔夫（Max Wolf）通过摄影术发现了一颗小行星（323号Brucia）；一年后，加州利克天文台的爱德华·爱默生·巴纳德（Edward Emerson Barnard）用同样的方法捕获了一颗新的彗星。（月球和行星天文学长久以来被目视观测所统治。在19世纪的底片所需要的曝光时间内，湍动的地球大气不可避免地会抹去天体表面的细节，而在行星圆面准确落到焦点的那一刻，眼睛还是比较稳定的。）

上图：使用19世纪70年代引进的新型干板摄影术的天文学家不再受限于过时的湿板技术所要求的较短曝光时间。1880年9月30日，亨利·德雷珀用他的11英寸折射镜进行了51分钟的曝光，记录下了猎户座大星云的第一张影象。（图片提供：哈佛大学天文台）上右：随后的深空天体摄影有了迅猛的发展，这张猎户座大星云的精细照片就是证据。它由英格兰的安德鲁·安斯利·康芒在1883年利用36英寸反射镜拍摄，曝光37分钟。成功拍摄这类照片的关键是高精度的望远镜转仪钟。照片上方为北侧。

在发现未知的潜力以外，照相机在一些更为重要的计划中有着很大的优势。早在19世纪80年代，人们就在利用摄影法确定恒星的亮度和颜色方面取得了一些进展，这些主要是由哈佛大学的爱德华·查尔斯（Edward Charles）和威廉·亨利·皮克林（William Henry Pickering）进行的一系列先驱性研究；然而直到20世纪，当问题的理论和设备方面都被人们充分了解后，标准的测光方法才被采纳。

对天空的大规模照相测绘始于非洲好望角皇家天文台台长大卫·吉耳（David Gill）。吉耳在使用借来的商业肖像镜头拍摄1882年9月的大彗星时，对背景上的大量星象感到十分惊奇。由这次工作带来的热情，他鼓动了手下支持天体摄影的专业天文学家。在那个时候，这是很危险的活动；1887年，英国皇家学会延缓发放了吉耳的研究经费。尽管如此，从19世纪50年代到90年代，吉耳和两名助手用一架6英寸折射镜拍摄了赤纬-18度以南的整个南天。他们所得的星表——好望角照相巡天表（Cape Photographic Durchmusterung，CPD）记下了454875颗恒星的位置和星等信息。CPD是更为雄心勃勃的照相天图（Carte du Ciel）计划的先驱，后者致力于拍摄全天亮于14等的星体。尽管这项国际合作计划从未完成，它的出版物和会议却将天体摄影的方法和可能性告诉了目视天文学家。

上图：南非好望角皇家天文台台长大卫·吉耳用一支借来的2.5英寸商业肖像镜头拍下了1882年9月的大彗星。他被照片背景上的众多星象（比如上面这张拍摄于1882年11月14日的照片所展现的）所震惊，开始着手于一项延续了5年半的南天照相巡天计划，得到了将近455000颗恒星的位置和星等数据。他成为了专业天文学家中率先采用天体摄影术的改革者。（图片提供：南非天文台）

历史学家威廉·西顿（William Seaton）在他对19世纪科学的研究中写道，“通过在望远镜上使用灵敏的照相底片代替人眼，我们获得了彗星、恒星和星云的照片，而这些影象是人眼通过望远镜绝对不可能看见的……数小时的累积曝光以从前想都不敢想的深度揭示了宇宙。”似乎是为了显示天体摄影术的胜利，19世纪90年代间，詹姆斯·爱德华·基勒（James Edward Keeler）使用康芒捐献给利克天文台的36英寸反射镜拍摄了数千个以前从未见过的旋涡星云。30多年后，爱德温·哈勃揭示出，基勒所见的谜一般的旋涡实际上是飞驰在深空中的单个星系。

回顾19世纪，当时天体摄影的发展看起来是很混乱的，甚至可以说是随机的。它的支持者所遇到的阻碍不仅仅是技术上的，更有思想甚至是政治上的；许多天文学家放弃了这项尚未成熟的技术（由于当时它尚有严重的缺陷，这也是可以理解的），而其他一些人则只是在口头上反对它。然而，观念的大潮的确转移了，任何现代化的天文台以及本期杂志中的这篇文章证实了这一点。天体摄影的错综故事就好象是一部管弦乐作品，每种乐器依次奏响，直到最后，它们的声音汇聚成交响乐。天体摄影的先驱试图抒写的“交响乐”直到众多天文学家开始一齐“演奏”时方才显现出来。

自我介绍：denovo，科学工作者+文艺女青年。ID是很装x的拉丁文，其实只是专业文献里一个常用词汇而已；头衔是很神奇的留美女博士，其实毕业至今也没有人管我叫过Dr. denovo，不是不失望的。8岁的时候写好了诺贝尔获奖感言，18岁的时候觉得只能为科学发展贡献自己的一份力量，28岁的时候人生唯一目标就是不要成为科学前进路上的绊脚石，好在这个目标很容易实现，因为我之于科学最多就是恒河一粒沙，应该绊不倒人的。

Melipal：好，先解释下denovo啥意思好了……

denovo：嗯，拉丁文的de novo就是“新的”或者“从头开始”这个意思。

Melipal：听说你是做生物统计学的，我对这个学科的了解非常少，可否用几句话介绍一下，这个学科的研究对象是什么？和你本科专业的关系又是怎样的？你又提到自己是做基因统计的，是分析基因组研究的数据，那么从这些数据中可提取什么样的信息？是关于生物群体的还是个体的？

denovo：其实我的专业准确的说是统计遗传学，属于生物统计学的一个小分支。我们主要是对于遗传学，尤其是人类遗传学的数据，进行统计分析，来找出其中有意义的特点。同时也要针对遗传学的特性，开发新的统计方法。举个例子说吧，我现在分析的是人类基因组数据，主要是和疾病相关的。现在大家关注的焦点是复杂疾病，也就是非单基因引起的疾病，通常这些疾病的发生同时受到多种因素，包括不同基因和不同环境因素的影响。对于单基因遗传病来说，已经有一套成熟的遗传方法，在不清楚病理基础的情况下也可以从基因组里成千上万的基因中找出致病的位点，不过因为单基因遗传病有很大的选择压力（生病的个体容易被选择掉所以在人群中的比例会降低），所以病的种类不多，影响范围也么有那么大，现在能找到的单基因病都被解决掉啦，做单基因遗传病的最大难题已经不是方法，而是再找到一个罕见的疾病……
复杂疾病就不一样，因为有多个基因以及环境因素的参与，单个基因受到的选择压力比较小，所以发病几率高，解决的意义更大。但是也正因为有多个因素参与，每个因素和疾病之间的关系就不那么稳定，比较难找出致病基因——现在也不叫致病基因了，叫做“易感基因”（predisposing gene），就是你有某个基因型，会比没有的人有更高的得病几率。因此，我们需要更新，更强大，更敏锐的统计方法来分析实验数据，尽可能找出这些基因来。
从操作上讲，我们收集某种特定复杂疾病（糖尿病，阿尔兹海默氏症等等）的病人和对应的健康对照组，比较他们基因组的异同，通过统计的方法，找出在病人中比例显著高于在健康人中比例的那些基因型，为后续的生化研究提供备选基因。生化和分子生物学研究是最终确定性的环节，但是因为这些方法目前基本还处于比较小规模研究的阶段（时间，资金都有限制），不可能像遗传学一样进行超大规模筛选，所以我们如果能够提供可靠的备选基因，是非常有意义的。
我本科就学生物，毕业论文做的发育遗传学方向，当时觉得这个方向国内做的人很少，学院也没有这方面的课程，所以一门心思想读个研究生，纯洁地期待将来回学校开这门课，让学生们可以接触到这个有意思的方向，汗……
研究生我申请到了一个“遗传与发育生物学系”，结果第一年上课和尝试不同实验室后，又觉得遗传更有意思，就选了人类遗传的实验室——系里唯一一个……
做人类遗传的项目需要很多统计知识进行数据处理，所以我又去上统计课，并且接触到统计遗传学，博士论文算是半实验半理论的。现在人类遗传学的测序等方法都有很多企业在做，大多数时候其实可以把实验部分外包给公司，自己专心分析数据，提取出其中有用的信息，所以博士毕业后我就选择到了一个统计遗传学的实验室做博士后。

Melipal：俗套问题，今年在你这个领域内，比较重要的工作有哪些？

denovo：从去年到今年，本领域最热门的话题都是“个人基因组”（personal genome）。去年，DNA双螺旋结构提出者之一，遗传学界的权威沃森（James D. Watson），以及short-gun测序方法的发明人，遗传学界的传奇叛逆人物文特（J. Craig Venter），先后获得了他们的全基因组序列并且向社会公开，任何人都可以使用这些序列资源做研究。今年11月的《自然》杂志上又同时发表了两篇论文，一篇是去年10月中国华大完成的“炎黄一号”，也就是第一个中国人的全基因组序列测量，另一篇则是今年2月Illumina公司完成的第一个非洲人的全基因组序列测量。测量一个全基因组的时间从沃森所耗费的几个月下降到非洲人的几个星期，资金投入也从几百万美金下降到10万美金左右（而且美元还在看跌！哦也）。所有人都在期待这个时间和资金进一步降低，让遗传学研究进入“全基因组时代”。

这十年来，因为新方法和技术的迅速发展，遗传学对人类全基因组的研究能力已经提高了几个数量级，从最开始采用300多个“微卫星标记”（microsatellite markers），到几百万个“单核苷酸多态性”（SNP），直到上面所说的全基因组测序，也就是直接测量人类基因组中的所有30亿个核苷酸。事实上，使用数百万“单核苷酸多态性”来研究人类全基因组的方法才开发几年，广泛应用在复杂疾病上并且产生研究成果——也就是发表的学术论文——不过才是今年的事，世界变化之快实在令人震惊。

全基因组测序与这个方法相比的优势主要有两点，一个是可以直接测量每个位点，提高统计功效，理论上来说更容易筛选出易感基因（不过实际操作有很多复杂之处）；另一个就关系到这两年的另一个研究热点：结构异型（structural variation，我不确定这个翻译是否通用）。简单地说，以前我们主要是研究单个核苷酸或者一些比较小型的插入/删除位点，前两年有人发现，其实基因组中存在很多更大的插入/删除事件，并且可能重复发生，造成某段DNA序列在不同人体内有不同的数目，比如说你身上只有一个，我却有4、5个。学界为此十分激动，因为这提供了一个全新的视角，引起疾病易感性的可能不是单纯的有/无某个基因型，也可能是多/少的差别。如果能够做全基因组测序，我们就不会错过任何一个结构异型。

Melipal：与基因有关的疾病能在所有疾病中占多少比例？看你前几个问题的回答，是不是说以后如果基因测序可以普及，人们就可以了解自己有没有某些易感基因，然后针对某些疾病进行必要的防范？

denovo：我不知道该怎么计算这个比例，这样吧，我举一些复杂遗传疾病的例子：哮喘、糖尿病、阿尔兹海默症、癌症、心脏病、高血压、肥胖症、自闭症、精神分裂症、抑郁症……这里要注意的是，说他们是遗传疾病并不需要知道其确切的易感基因，遗传学有一套比较完备的观察方法（家庭研究、孪生子研究以及领养研究）来确定某个疾病是否有遗传因素存在。

你后面这个问题，就是人们对我上面提到的“个人基因组”如此热衷的原因之一。理论上来说，如果全基因组测序得到普及，你就可以将自己的基因组与所有已知易感基因型比较，从而了解自己得某种疾病的风险，然后进行必要的防范，包括基因治疗和对于环境因素的控制。不过对于复杂疾病来说，基因治疗并不实际，控制环境因素更重要，比方说你知道自己得肺癌的几率较高，就一定要戒烟。

但是实现这个美好愿望有一个前提，那就是我们已经发现了大量易感基因。但事实上，在复杂疾病的研究上，我们目前都还是在摸索，并没有大的突破，只有少量疾病的少量易感基因已经被确切定位，比如说阿尔兹海默症（Alzheimer's disease，以前被称为老年痴呆症，现在因为这个名字政治不正确已经被改掉了）的ApoE。很多疾病的“易感基因”确实有一些研究支持，但是也还很有争议。美国已经有一家公司在开发躁狂型抑郁症（bipolar disorder）的遗传测试方法，这件事引发了一场不小的争论，研究者认为这是一种相当不负责任的行为，因为目前躁狂型抑郁症虽然有一堆“易感基因”被报道，却没有一个得到公认；然而病人家属和一些医生却坚持说，只要有可能的测试方法存在，不需要多么精确，就可以对他们有帮助。

Melipal：说到寻找易感基因，依照现在的研究结果来看，拥有这个基因与真正得病之间的关系大不大？应该如何排除其他因素的干扰（比如某些疾病的患者生活习惯或是经历上有共性，这对引发疾病可能更重要），进行验证呢？

denovo：其实，对于复杂疾病来说，单个易感基因与真正得病的关系并不是非常明显。通常来说，如果某个基因型的拥有者得病的几率比其他人高几倍，就足以令研究者兴奋不已了。普通人得某种复杂疾病的几率通常是在百分之一上下，所以拥有这个基因型也不过是百分之几。也有一些例外，比如刚才提到的阿尔兹海默症，拥有ApoE基因的第四基因型的人，在75岁以前发病的几率，比没有这个基因型的人要高几十倍。
不过要注意我刚才说的是“单个易感基因”，复杂疾病复杂的原因之一，就是因为有多个易感基因的相互作用，造成了单个易感基因的效果不显著。如果要说所有遗传因素对疾病到底有多大的影响，这在各个疾病都不相同。我比较了解的是精神方面的疾病，自闭症（autism）的遗传因素占80%左右，躁狂型抑郁症（bipolar disorder）则在50%左右，精神分裂症（schizophrenia）还要更低。
你提到的排除其他因素的干扰确实是复杂疾病研究中非常重要的一个问题。“其他因素”不光是环境因素，也包括遗传背景，比如说，白人、黑人、亚洲人的遗传背景都有相当大的差别。解决这个问题的方法主要有两个，一个是在前期采样的过程中尽可能选取遗传背景接近的人，越接近越好，当年冰岛的deCODE公司做出许多成果的一大原因，就是冰岛人群相对比较封闭，因此遗传背景近似度较高。在美国的很多研究就采用犹他州人群，也是这个缘故。同样，采样的时候也要考虑到环境因素接近，比如说做肺癌的研究，就最好把抽烟的和不抽烟的人分开来研究。另一个解决方法就是在后期的数据分析中，将已知有影响的因素也加入到模型当中。不过最重要的还是前期采样，后期分析的调整只能是亡羊补牢。

Melipal：易感基因的定位，能不能再仔细说一些呢？

denovo：目前最常用的方法是关联分析。简略近似地来说，我们把基因组中每一段序列在病人和健康对照组中的基因型做比较，如果这一段序列的某种基因型在病人中的比例显著高于在对照组中的比例，那么我们就把这段序列作为备选的易感基因。备选基因需要在不同的实验室，不同的取样范围中得到多次重复证实之后，才能成为一个公认的易感基因。“易感基因”也是一种近似的说法，其实我们认为造成疾病易感性的序列不一定在基因范围之内，只是之前的技术限制使得我们只能将精力集中在已知基因的编码序列周围。

还有一种方法就是家族连锁分析，就是在同一家族成员的基因组上，寻找和“生病”这个事实共同出现的基因组序列。这个采样上会比较困难，需要比较大的家族谱系，但是理论上来说，因为是家族样本，遗传背景的相似度高，灵敏性也要强一些。

Melipal：不过在家族背景上，同一家族成员携带相同基因是很可能的事情啊，不一定都和家族病有关。那要怎么样才能知道，就是某个或某几个共有的基因组序列诱发了某种疾病呢？

denovo：没错，其实就是因为同一家族的成员携带大量相同的序列，所以我们说他们“遗传背景”接近。在家族连锁分析里面，我们要找的是和疾病“共同出现”的基因，就是说，这个家族里有得病的，也有不得病的，我们要找那些得病的人有，健康的人没有的基因组序列。这样，因为背景噪音小，发现真正信号的可能就大很多。

Melipal：选取遗传背景接近的人有利研究，是不是说这项工作要尽快啊，毕竟现在的人口流动性要比以往任何时期都大得多，再拖延拖延，恐怕就流动得原形尽失……

denovo：这点确实是个问题。比如说我们采用美国东部白人样本，有时就会发现其中也有很明显的遗传背景差别，因为他们这几百年的流动性非常大。所以遗传学研究尽量会寻找相对封闭的人群，现在还是有一些这样的人群，因为信仰或者生活习惯等原因，不太与其它人群通婚，遗传背景的同质性就会比较高。在美国，一个是犹他州的摩门教徒的人群，一个是主要居住在宾夕法尼亚州的Amish人，他们到现在还不用电，驾马车。在中国比较封闭的山区，也有这样的人群存在，接下来几十年应该还够用。中国更严重的问题是家族研究的资源确实越来越少，因为你知道，如果大家都是独生子女，就不可能有大的家族谱系。

Melipal：再补问一问题，针对今年全基因组测序的进展的
全基因组测序如今已经针对个别人完成了，现在有没有什么计划，打算利用这一技术做大样本统计遗传学研究的？是不是由于10万美元的成本，短期内大规模的应用还是不太现实？

denovo：是的，现在的限制就是成本。如果能降到一千美元左右，肯定有很多疾病研究采用这种方式。现在使用的方式（用几百万个单核苷酸多态性覆盖整个基因组范围）的成本差不多就是这个范围，而全基因组测序的优势要大得多。除了统计遗传之外，遗传学各个分支都会需要这个技术，2007年《自然·遗传学》杂志给很多著名遗传学家的“年度问题”就是，如果一千美元就可以测一个全基因组，你想做什么？每个人都提出了自己的想法，很多都非常有意思。

按照目前的发展速度，我们有理由期待全基因组测序的价格会继续迅速下降。也许过不了几年，我们统计遗传学的疾病研究就能用上这个技术了。不过在技术成熟之后，统计上的理论研究也必须跟上，一是因为如此海量的数据在统计上提出了更多更复杂的要求，二是除单核苷酸多态性之外的所谓“结构异型”的分析，也要采用和从前不同的方法。
目前已经有不少国际合作项目，要测量很多人的全基因组序列，比如说“千个基因组项目”（1000 genome project），这就是一个有世界各知名高校、研究所、生物技术公司参与的大型项目，计划测序一千个全基因组，主要目的是探索人类基因组中的各种变异/多态性等存在的范围和形式，为将来的研究打下基础。中国也有自己的“炎黄计划”，要测量一百个中国人的全基因组，前面提到的今年11月号自然上面发表的文章，被测者就被称为“炎黄一号”。

Melipal：如果是你，1000美金就能做的话你做不？

denovo：我做，当然做~~~其实我前段时间申请工作时，提交的研究计划就是针对全基因组测序的疾病研究，发展现有的统计理论和方法，必要时开发新的方法，然后在时机成熟（也就是成本下降）后可以立即用于疾病研究。

Melipal：那么你愿意做自己的基因组吗？

denovo：哦，你刚才说的是自己的基因组啊，愿意啊，也可以公开，反正学术界的人本来就没有秘密，我们前几天还开玩笑，同学去了公司的，都找不到，在学术界的，一google全翻个底朝天。哈哈。

Melipal：哈哈，换作我，1000美金还是有些贵，不过1000RMB的话，可能真的就考虑去做了……

denovo：嗯，是呀，关键是现在做了也没太大实用性，主要是看着好玩。如果真能预测疾病的话我想还是值得……

Melipal：不过先预备一份基因组数据呢，我觉得也没啥坏处是吧？这样如果可以用随时就能用上了。

denovo：是啊。不过等等的话，也许将来的技术发展了，错误率变得更低呢。对于统计来说错误率只要比较低，就是可以模型化，可以容忍的东西，但是对于个人来说，千分之一的错误率可就意味着三十亿碱基对里面错了三百万个……哈哈。

Melipal：另外再提个个人问题，你那个回国开课的纯洁愿望，现在看来现实么？

denovo：关于个人问题，我现在还是有这个美好愿望，当然现在回国就不可能教发育生物学了，只能改教遗传:) 有一个比较现实的问题就是，刚刚毕业的博士回国寻找教职相对来说比较难一些，一方面，我们这个学科目前的状况决定绝大多数人要再接受博士后训练，另一方面，国内对于海归老师的期待还是比较高的，一般希望招到的都是已经有一定成就的人。所以，我还在做博士后:P

Melipal：末了再问个更私人化的问题，看你的blog似乎有不少游记啊，你是不是很喜欢旅游？接下来有啥比较有意思的旅行目的地么？推荐一些也行，本人贪玩:P

denovo：哈哈，这个问题我喜欢，我可能就是比较喜欢新鲜事物，所以喜欢去不同的地方，看不同的风景和人。我现在琢磨的地方主要是印度，老挝，危地马拉，智利/秘鲁这些，因为发展中国家比发达国家好玩多了，可惜家里人总不让我一个人去，找同伴也不容易。我还想去土耳其，可是他们居然不给中国公民个人旅游签证！所以下一个最现实的目的地应该是新西兰或者北欧吧，也许趁着冰岛降价去凑个热闹:)

Melipal：照片要不要发一张，嘿嘿~~

denovo：思考了一下还是来张遮遮掩掩的吧。要是被老板认出来了可不好……嗯，这就是发展中国家之一，墨西哥……

Melipal：又是在哪个名胜的照片，好羡慕~~

denovo：在墨西哥一个叫做Coba的玛雅遗址。

Melipal采访后记：该访谈可谓一波三折，不是本人在忙其他事情没心思搞提问，就是denovo出差在外不能回信。于是圈圈就断在我这里了，没有形成首尾相接的环路，惭愧惭愧。最后好歹等到两人都有时间了，一天之内搞定一切，不对，是多半天，把催命小桔子吓一跳……

流体运动的多样性和不稳定性长期以来都是流体力学重要的话题。由于描述方程组往往是非线性的，对相当一部分情况，解析计算比较困难，因此通过实验或数值模拟来直接观察流体的行为也是重要的研究手段。下面这些图片都选自美国物理学会流体力学分会举办的年度流体运动图片展，有的是实验结果，也有计算机模拟图象。其意义不仅仅在于科学，更有着独特的欣赏性。

左图：风洞中的振荡流。图片提供：C. Stern¹, S. P. R. Czitrom², and R. Godoy², („¹Facultad de Ciencias y, ²Instituto de Ciencias del
Mar y Limnología, Universidad Nacional
Autónoma de México)…

1、水流流过球体后产生的旋涡：管中稳定的水流流过直径1厘米的球体时产生的周期性旋涡结构。激光照射出的流体形态显示，旋涡呈反向纤维状。实验时雷诺数的选取要将将使流体尾迹有周期性行为。本实验根据球体直径将雷诺数选为320，远小于湍流的临界雷诺数2000左右，但球体后方的尾流仍相当复杂。

图片提供：T. Leweke, M. Provansal, D. Ormières, and R. Lebescond (IRPHE, CNRS/Universités Aix-Marseille, France)

2、共轴射流附近的剪切不稳定性：共轴慢速圆射流和快速窄射流界面上产生的纵向和横向剪切不稳定性。下图的实验中两道射流的速度比选为3，雷诺数约为20000。由横向不稳定性产生的纵向旋涡可以有效地混合射流附近的流体。如进一步加大速度比，则出现类似不稳定尾流的振荡，不再表现为射流行为。

图片提供：E. Villermaux, H. Rehab, and E. J. Hopfinger (LEGI-CNRS, Institut de Mécanique de Grenoble, BP 53X, 38041 Grenoble Cedex, France)

3、低重力下的水膜球：在DC-9飞机模拟的低重力环境下观察到的水膜气球行为。水膜被针尖刺破后，表面向某一方向喷出飞沫，随后剩余部分会出现长久的振动。

图片提供：M. M. Weislogel¹ and S. Lichter² (NASA Lewis Research Center¹, Northwestern University²)

4、蓟花冠冕：将一滴染色的水滴滴到甘油层上得到的结果。水滴先是分为外环和内层两部分，随后表面张力使水层产生涡旋，波动又加强了张力梯度，产生图中所示的叶状外观（各图时间间隔约5秒）。

图片提供：E. Tan and S. T. Thoroddsen (University of Illinois at Urbana-Champaign)

5、湍流的色彩：该实验所采用的流体在不同温度下会呈现不同的色彩，因而颜色的变化就表现了湍流的热量传输过程，图样则与瞬时传输系数相关。图中展现的是在涡轮驱动的下行水流抵达固壁时的温度分布。

图片提供：D. R. Sabatino and T. J. Praisner (Lehigh University)

6、射流扰动形成的空穴：连续的水流射入水池中，导致池中出现充有空气的空穴。控制喷嘴处的阀门可以增强入射水流，这导致了鼓包的出现。照片中展现了鼓包在张力和引力作用下随时间演化的情况。实验中的雷诺数约为12300。

图片提供：Y. Zhu, H. N. Ogiz, and A. Prosperetti (The Johns Hopkins University)

7、涡旋的产生：涡旋可以通过抽动水流产生。下图两个涡旋分别由两端的盘状物旋转生成。染色的水流可以帮助人们理解湍流中涡丝的动力学行为。

图片提供：Philippe Petitjeans (Laboratoire de Physique et Mécanique des Milieus Hétérogènes, Ecole Supérieure de Physique te de Chimie Industrielles, Paris, France)

8、三维流体与固体的作用：使用微元法和欧拉-拉格朗日标记进行的三维流体模拟。流体流出后在引力作用下流向三条短堤围起的障碍物。模拟中表现了障碍物后方和周边区域的水波结构。

图片提供：Peter E. Raad and Razvan Bidoae (Southern Methodist University, Dallas, Texas)

9、微观流体的湍动：46微米厚的液晶层的流动。液晶夹在两块玻璃平板之间，两块玻璃板的内表面连以电极。当电场强度平缓增加时，液晶先是分成6束流（右上），再变为弱的湍流状态（左下）或是方格状对流元（右下），下侧两图中液晶的物理参数均处在混沌与湍流的过渡范围内。

图片提供：T. Peacock and T. Mullin (University of Manchester)

10、受迫固壁射流的双螺旋不稳定性：对平面固壁射流（Wall Jet）传输过程的分析。可视化采用了米（Mie）散射的方法。其中a、c两图为实验结果，d为实验装置介绍，b、e、f、g为计算机模拟结果。

图片提供：M. Visbal¹, D. Gaitonde¹, and S. Gogineni² (¹Air Force Research Laboratory, Wright–Patterson AFB, ²Innovative Scientific Solutions, Inc., Dayton, Ohio)

11、剪切层不稳定波与斜激波作用产生的声波：剪切层不稳定性与激波元的作用可以使超音速流产生噪音。下图是为了了解作用过程而构造的二维模型，由斜激波和超音速剪切层组成，剪切层中有不稳定的波动。图中黄色表示强压缩区域，红色为压缩区域，蓝色为膨胀区，灰色为音速区，绿色为涡度等高线。

图片提供：Ted A. Manning and Sanjiva K. Lele (Stanford University Department of Aeronautics and Astronautics, Stanford, California 94305-4035)

12、圆形振膜上水滴的雾化：1厘米直径的水滴在400毫秒的时间内被粉碎迅速。水滴表面的不稳定性引起了表面波，波峰喷射出更小的次级水滴，瓦解了原水滴，而原水滴与振膜的耦合会影响次级水滴的演化行为。

图片提供：Bojan Vukasinovic, Ari Glezer, and Marc K. Smith (Georgia Institute of Technology)

13、涡旋的不稳定并合：初始条件为两个共转的层流涡旋。当雷诺数增加至2000后，三维不稳定性使涡旋瓦解。下图上侧为并合前的情况，下侧为并合后，左侧为侧视图，右侧为附视图。

图片提供：P. Meunier and T. Leweke (CNRS/Universités Aix-Marseille, France)

14、负电雾化：室温下静电作用瓦解油滴的照片。充电由插入液体内的电极完成。停止通电后，静电作用导致了液体的雾化。

图片提供：Dimitris E. Nikitopoulos (Louisiana State University) and Arnold J. Kelly (CIC, Inc.)

15、涡旋射流旋转对称性的破坏：涡旋参数S是流体绕轴向与径向运动速度相对大小的度量。以下左图S取0.38，右图取0.49，可见轴向生成的不稳定结构。对于有涡旋存在的射流，不稳定性的成因与非涡旋流类似，但涡旋的存在放大了涡旋反方向的不稳定旋涡，却减小了涡旋方向的不稳定，而且还增大了轴向的不稳定形变。

图片提供：Thomas Loiseleux and Jean-Marc Chomaz, CNRS-Ecole polytechnique

16、粒子负载流的模拟：使用粒子模拟方法再现含有固体粒子的球形不可压缩流体在重力与粘滞力共同左右下的行为。图中红色代表流体，白色代表固体颗粒。其中上面三图考虑了初始的涡度，下面三图不计初始涡度。

图片提供：J. H. Walther (ETH Zürich), S.-S. Lee (Stanford) and P. Koumoutsakos (ETH Zürich and NASA Ames)

17、流体中的奇点：下图是甘油与水的混合液在垂直于表面且振幅接近临界值的正弦激发作用下，从表面波最低点的消失一直到向上运动的射流形成全过程的多次曝光照片。右侧的插图则是表面波瓦解的过程。由于瑞利不稳定性的存在，射流末端破裂成了液滴。

图片提供：by B. W. Zeff¹, J. Fineberg^1,2, and Daniel P. Lathrop¹ (¹University of Maryland, College Park, ²Hebrew University of Jerusalem)

AAVSO，也就是大名鼎鼎的美国变星观测者协会，长期以来在变星的业余观测方面一直享有盛名。不过鲜为人知的是其属下的高能天文观测网络（HEN）。当然，作为以业余人士为主的组织，AAVSO当下是没有属于自己的高能卫星的。他们所做的工作，正是进行与高能现象相关的地面光学监测。

初识AAVSO的HEN是GRB 080319B之后，读GCN通报的时候，在上面看到了它的身影。说实话当时的感觉还是很震惊的，毕竟印象里高能天文一直以来是爱好者的禁区。但事实是，HEN正是从早年的GRB观测网扩展而来，创立于2000年举办的天文爱好者高能workshop之时，还取得过一些成果。现在磁激变变星（磁场在伴星物质传输过程中起主导作用的白矮星）、耀变体（喷流正对地球的活动星系核）也在监测对象之列。

2000的爱好者高能天体物理workshop

要说HEN的来头那是不得了，最早的倡议者是Chryssa Kouveliotou，磁星与GRB研究的知名专家。天文爱好者高能workshop的发起人是Gerald Fishman，当年的康普顿伽玛射线天文台BATSE首席兼Bruno Rossi奖得主。如今HEN的支持者除了Curry基金会，更有NASA的马歇尔太空飞行中心、NASA太空科学中心以及Sonoma州立大学（Swift卫星的主要研发方之一）等专业机构。这些名人或是知名机构如此热中于动员公众的一个重要原因，其实与瞬变源地基监测望远镜的要求有关：由于追求反应速度，望远镜的口径不能也没有必要太大。在专业望远镜向大处发展因此无法从事这项工作的时候，散布在民间的业余设备倒可以满足需要。何况这些望远镜的分散还可以克服因恶劣天气或是爆发出现在白天给单独一座天文台带来的不便。

根据AAVSO的资料，早在HEN尚未成立的1999年，就已有新墨西哥州的观测者Warren Offutt看到了名噪一时的GRB 990123，国际天文学联合会为此还发布了7098号通报。在2000年的workshop之前，又有一次爆发被爱好者探测到，也就是红移高达2的GRB 000301C。当然，再向前追溯，也有报导说GRB 980425被澳大利亚的爱好者探测过，不过这与AAVSO的网络关系不大，暂且不去详述。总之，这些事件几乎与学界的进展同步，也说明了随着业余望远镜自动化程度以及灵敏度的增加，让业余爱好者参与GRB的光学探测是完全可行的。

GRB 000301C的光学余辉，左为AAVSO成员Aquino等人的观测，右为美国海军天文台的观测

AAVSO的官方网站上提供的数据表明，从1999年至本文写成之日，其属下的爱好者已经探测到了20次左右的GRB，最近的一次是芬兰的A. Oksanen等人观测到的GRB 080430。这些与职业天文学家的数据一样，也是要在GCN上堂而皇之地公布的，丝毫不含糊。如果谁有兴趣加入此项工作中，AAVSO也提供了GRB警报服务，只需填写一个表格，来自GCN的信息就会自动送上。

在2002年召开的第2届天文爱好者高能workshop上，AAVSO又进一步与全球望远镜网络（GTN）合作，扩充了观测目标。GTN的目标是联合各国专业及业余天文学家通过光学观测服务于数颗高能卫星，由多架小型望远镜组成。除了GRB外，GTN的另一大主要目标是活动星系核的监测。而为了支持XMM-牛顿望远镜的观测，AAVSO观测目标在2003年又增加了磁激变变星一项。同年，由于观测范围的扩展，GRB观测网也就顺道改名为HEN，并将这个名称一直沿用至今。

耀变体也好，磁激变变星也好，其观测方法与GRB有类似之处，也可以说是都与AAVSO的长项——变星观测有相通之处。对于耀变体，HEN建议从BL Lac、W Com、Mark 421与PKS0716几个源入手，可以参考其成员Bruce Gary的文章。关于磁激变变星的观测，Coel Hellier也给了个详细的介绍，不妨一读。

某次会议的一张poster将HEN这个拥有上百名成员的网络形容为“An Amater Survery with Professional Results”，其从事的也应该算是天文学前沿留给业余界为数不多可以亲身参与的地方之一了。AAVSO在此开辟出了很不错了一条路，为学界，也为有志于体验天文研究的所有人。