科學史及其與哲學和宗教的關係-11

第十一章　恆星宇宙


　　太陽系－恆星－雙星－變星－銀河系－星的本性－星的演化相對論與宇宙－天體物理學近況－地質學

　　太陽系

　　上面說過，刻卜勒關於太陽和行星的觀測，已經提供了太陽系的模型，但是在其中一個行星的距離還沒有用地土的單位測定以前，這個模型的比例尺度是不知道的。里希爾在1672－3年間進行了這種測定工作（見150頁），而且在若干方面還具有現代精確性：（1）1728年，布萊德雷發現了遠星的「光行差」（當地球從一方橫過這星光的行徑，半年後又從反對方橫過時，觀測者兩次所看見的星光方向的差異）。當時這一發現被用來證明光以有限速度進行，但因光速現已有他法測定，光行差反過來可用以測量地球的速度與其軌道的大小了。（2）當金星經過地球與太陽之間時，由地球上兩個站所測定的時刻，也可用來以三角學的解法，計算太陽的距離。（3）當小行星（愛神星）於1900年經過地球附近時，曾以三角測量法測定其距離。

　　以上三個方法所求得的太陽系的大小，是一致的：從地球到太陽的距離是9280萬（后改為9300萬）英里，相當於光以每秒186，000英里的速度行8．3分鐘的距離。太陽的直徑為865，000英里，其質量為地球的332，000倍，其平均密度為每立方厘米1．4克，而地球的平均密度為5．5克。

　　我們關於太陽系的知識，在1930年由於湯姆保（Tombaugh）在海王星軌道以外發現了一顆新行星而擴大了。美國亞利桑那州旗杆天文台對天空某些可能發現行星的區域，作了縝密的搜索，方法是將幾天時間內所拍的兩張照片加以比較，照片上如果有一個光點改位，就說明那是一顆行星。這顆新行星圍繞太陽運行一周需248年，其平均距離是36億7500萬英里。這顆行星命名為冥王星。冥王星軌道的直徑為73億5000萬英里，可以看做是現今（1946年）所知的太陽系的範圍。

　　人們時常討論別的星球是否有生物居住，對於太陽系而言，這問題便成了別的行星上的情況如何。這些情況中最重要的一個是行星外圍的大氣的性質。大氣的存在依靠「脫離速度」，――即氣體分子運動時足以使其脫離行星引力的羈絆的速度、這速度的數值為V2＝2GM／a，式內G麥引力常數，M錶行星的質量，a表其半徑。以每秒英里計，對於地球，V＝7．1，對於太陽為392，另一極端，對於月球為1．5。運動最快的分子是氫分子，在0℃為每秒1．15英里。根據秦斯的計算；如果脫離速度為分子的平均速度的4倍，在5萬年內大氣便完全逃逸，如果為5倍，則逃逸率便小到不足計較。因此月球上沒有大氣，大的行星，如木星、土星、天王星與海王星，比較地球有更多的大氣，火星與金星上的大氣可以和地球上的相比擬。金星上多二氧化碳；但顯然沒有氧氣與植物；那裡的條件尚不能使生物存在，而火星上呢，生物存在的機會似已過去，或將近過去。

　　恆星

　　冥王星軌道以外，是一片洪渺無邊的空間。當地球在六個月內由軌道的一邊行至它一邊時，憑藉縝密地觀測可以察知最近的恆星在較遠的恆星所形成的背景上改位。再過六個月恆星的位置復回到原處；如果把這些星本身的微小運動略而不計的話。由於我們已經知道地球軌道的直徑，只要把恆星本身的微小運動和光行差估計在內，根據一顆星在六個月內的現差，用三角測量法，便可推求恆星的距離。

　　1832年，韓德遜在好望角對恆星視差進行了觀測，接著在1838年，便有貝塞耳（Bessel）和斯特魯維（Stfuve）進行了精密的測定。用這樣的方法發現，最近的星，一個微弱的小光點，叫敞半人馬座比鄰星，距離我們達24萬億（2．4×1013）英里（光須走4．1年），約為冥王星軌道的直徑的三千倍。明亮的天狼星的距離為5×1013英里，或8．6光年。約有兩千顆恆星的距離，已用這個方法測定到相當高的精確度，但這個方法現今只可應用於十個光年以內的恆星。

　　睛明的夜裡，人眼所見的恆星可達數千。如果使用口徑愈來愈大的望遠鏡，則可見的星愈多，數目的增加並不與望遠鏡的口徑成正比例，因此我們可以說：恆星的數目不是無窮多的。美國威爾遜山天文台的100時反射望遠鏡，在1928年是世界上最大的望遠鏡，能夠觀測到的星數估計約為一萬萬顆，而在我們的星系（銀河系）里，恆星的數目，據不同的估計約為15萬萬顆至300萬萬顆不等。200時反射望遠鏡現在正在製造中。

　　希帕克過去依照星的亮度，將星分為六個「星等」，而現今已將這尺度擴充到包括20等以外的微弱星，其亮度只有一等星的萬萬分之一。這種量度的方法，自然是依據地球上所看見的恆星的視亮度為標準。對於一顆已知其距離的星，我們可以計算它移至某一標準距離時應有的視星等，這種星等叫做絕對星等。

　　如果按絕對星等分類，則在所有星等的數值中都有星的存在，但如赫茲普龍（Hertzsprung）所指出，而後來為羅素（H．N．Russell）所證實的：高星等與低星等的星的數目，比較中星等的星多。前兩者叫做「巨星」和「矮星」。以後還要詳細談到。

　　同一光譜型而距離已知的恆星證明，絕對星等和某些譜線的相對強度之間具有有規則的聯繫。因此仔細研究這些有決定性的譜線，可以求得未知距離的星的絕對星等，然後再根據其視星等以估計其距離，即使這距離遠到不能以視差的方法來測量。這是估計恆星距離所用的幾個間接方法之一。

　　雙星

　　許多是用肉眼看似乎是單顆，用望遠鏡看，乃是成對的。有些成對的雙星，可能互相離得很遠，所以看來很接近的原因，是由於它們幾乎在同一視線上。然而雙星的數目很大，用恰巧在同一視線上的說法，不足以解釋全部雙星。在大多數情況下，雙星中的兩星之間，一定有某種關係。威廉

變星

　　許多恆星的光常改變其強度。如果變化是不規則的，這或者是由於熾熱氣體的屢次爆發，但光變的周期，在許多例子中，是頗有規律，因此，可以推斷，光變的原因或者是由於當一顆亮星與其暗的伴星互相環繞運動時，亮星的光的一部或全部，於一定時間無暗星所遮蔽，而形成亮星的星食。這個解釋有時可從光譜得著證實，因為當亮星在向著或離開地球運行時，其譜線發生周期性的移動。根據亮度隨時間變化的曲線，再加上譜線的測量，常可以對某些雙星系有很完全的了解。例如大陵變星與天琴座B星就是這樣。

　　雙星的數目很大，還有更為複雜的體系――聚星，也可以用相同的方法，加以識別和研究。例如我們熟悉的「北極星」，由分光測量，知其含有每4日互相繞轉一周的兩星，還有一個以12年為周期的第三星，以及一個以大約兩萬年為周期的第四星。

　　更有其他變星如仙王座＆星（造父變星），不能用星食說去作解釋。它們每隔幾小時或數日進發出比它們的最小亮度強若干倍的光輝。這種造父變星中的短周期的一類，表明其光變周期與其光度或絕對星等有一定的關係，這關係是1912年哈佛大學勒維特（Leavitt）女士所發現的。這個發現的價值立刻為赫茲普龍及那時在威爾遜山天文台工作的夏普勒（Shapley）所認識。這現象很有規則，可用以測量距離未知而據與此同類型的星的光變周期，去估計其絕對星等；再觀測這顆星的視星等，便可計算其距離。這是測定距離太遠、不能表現視差之星的又一方法。

　　銀河系

　　天空恆星最多的區域是在一個寬度不定的帶上，這帶叫做銀河，圍繞天穹成一巨環。有些地方星數太多，以致成為「恆星雲」，須有優良的望遠鏡，始能鑒別其中的個別值星。摻雜其間的還有不規則而且不能加以分析的「星雲」。在恆星聚成一帶的中間，剖分銀河的大平面，叫做銀道面。這可看做是恆星系的一個對稱平面。恆星似問這平面叢聚，特別是較熱的星與較暗的、因而一般是較遠的星。

　　這表示我們的恆星系附於銀道面，而成扁平的形態，好象形成一個大透鏡狀的恆星集合體。我們在這集合體之內，而不居於其中心。我們所看到的銀河裡的星所以比較多，主要是由於我們望銀河時是朝著透鏡的邊沿去看，而在這方向恆星散布空間的厚度比別處大得多。

　　除恆星雲與不規則的星雲之外，還有恆星的球狀集團，約100個，這些「球狀星團」以銀河中段外邊不遠的地方為最多。其中包含造父變星。夏普勒根據它們的光變周期和藉助其他間接方法，算出這些星團距離我們約2萬至20萬光年。

　　由此得知，我們的恆星系有一最長的直徑，至少長達30萬光年。我們的太陽，離開整個星系的中心約6萬光年，而在中央平面偏北處。多年觀測恆星的視運動的結果表明，太陽是以每秒13英里的速度，朝著武仙座的方向運動，如果以這運動的方向作為參照線，則有兩個主要的星流經過空間。

　　天空中最驚人的東西，是那些巨大的旋渦星雲。它們很可能是正在形成中的星系或者說銀河系，關於這一觀點的論證，以後還要談到。這些星雲的範圍非常龐大，雖為稀薄氣體所組成，但一個星雲就含有足以形成十萬萬個太陽的物質。它們的數出很多：加利福尼亞威爾遜山天文台的哈布耳（Hubble）博士估計，在該台的100英寸望遠鏡中，可以見到的約有兩百萬個。它們中有些距離很遠，估計在50萬至14000萬光年，很可能在我們的星系之外。宇宙空間里似含有很多恆星聚集的銀河系，即夏普勒所稱的「島宇宙」，我們的星系不過是其中之一而已。

　　1904年，荷蘭格羅寧根的卡普登（Kapteyn of Groningen），在研究恆星統計時，發現我們的星系裡有兩個在多少不同的方向上運動的主要星流。現今，這兩個星流應當和榮登的奧爾特（Oortof Leyden）的另一發現聯起來討論；這是銀河系整個的自轉，它因繞距離我們一萬秒差距在人馬星座的方向上的一個中心旋轉，自轉的速度，按照引力定律，向外減少。在我們的區域軌道速度約為每秒250公里，轉一周約需二億五千萬（2．5×108）年。整個銀河系的質量約為1500萬萬（1．5×1011）個太陽，如果每顆恆星的平均質量等於太陽的質量，銀河系所含的恆星大約也是這個數字，約為外推法計算的數字的十倍。

　　星的本性

　　賽奇（Secchi）神父約於1867年在羅馬提出一個按怛星的光譜分類的方法，哈佛天文台又加以很大的改進與擴充。星的顏色在肉眼看去已有差別。由於照相對於光譜紫色的一端比較靈敏，以照相法求得的星等，與肉眼估計的並不相同，其間的差異成為星色的一種量度方法。這些差異也表現在各種恆星的光譜里。在這些恆星的光譜里可以尋找出一系列的譜線，不知不覺地逐漸過渡，而表現出各類恆星的特性，哈佛大學以O，B，A，F，G，K，M，N，R 去區別它們，這序列里前面的是比較藍色的星。

　　O型星的光譜，在暗的連續背景上，出現若干明線。在有些光譜里，氫與氦的譜線很強。B型星的光譜呈現暗線，氦線十分顯著。A型光譜中有氫譜線、還有鈣和其他金屬譜線，在F型光譜中，後面這些譜線加強。G型星包括太陽，呈黃色，其光譜在明亮背景上呈現暗線。碳氫化合物的譜線第一次出現於K型星中。M型星呈現寬的吸收譜帶，特別是氧化鈦的譜帶。N型星呈紅色，其光譜有一氧化碳和氰（CN）的寬譜帶。R型星雖不如N型那樣紅，但也有N型里的那些吸收譜帶。

　　這種關於光譜的觀察，被用來估計各型恆星的有效溫度。如果將一個黑體（它可以看做完全的輻射體）漸漸增高溫度，則其輻射的特性與強度也逐漸改變。就每一溫度而言，輻射能量與波長有一特殊的曲線關係，在某一特定波長上達到最大值。隨著溫度增高，這一最大值的位置向光譜的藍端移動，因而可以說明溫度。人們還用幾種方法對能量的分佈加以研究，例如採用照相法及研究輻射特性的變更等方法。不但如此，溫度和電離對於光譜的影響，還可以在我們所能控制的範圍內，在實驗室里加以研究。薩哈（Saha）在1920年、福勒（R.H．Fowler）和米爾恩（E．A．Milne）在1923年都曾經利用恆星光譜中若干吸收譜線的形態，來估計起吸收作用的原子的溫度。

　　各種估計巨星溫度的方法所得的結果，頗能互相吻合。則可看見的星大約是1650度，已知最熱的星達23000度。這些當然是輻射表皮層的溫度。星的內部必然較外層為熱，其溫度可達幾千萬度。

　　上面討論絕對星等時，我們說過，大多數的恆星分為「巨星」和「矮星」兩大類，前者光度比較後者大得多，可是也有一些中等光度的星。但可以注意之點是：這一分類只有對於K型星以下較冷的星（溫度不超過4000度）才顯著。對於較熱的星，分類便不顯著，及至B型星就完全混淆莫辨了。這些恆星都是巨星，其光度都是太陽的40至1600倍。

　　這些事實被人認為指明了一個確定的結論：即所有的恆星都經過一個大體相同的演化過程。每顆恆星最初是一較冷的物體，嗣後溫度漸漸增高，而達到最高溫度（視其大小而定），然後再漸趨冷卻，溫度漸次下降，經歷一個相反的過程。

　　當恆星溫度升高時，它發出大量的光，這意味著它的體積很大，因而歸類為「巨星」。但當其冷卻時，它的大氣在溫度方面經歷一個與以前相反的過程，在冷卻時所經過的光譜型，雖然在細節上略有差異；但大體上與溫度升高時期所經過的相同。然而這顆星現在的絕對星等，換言之即其光度，卻比較以前小得多了。既然這時溫度與以前上升時期相同，這一事實就表示這顆星的體積較前為小，遂成為「矮星」了。

　　這是羅素所闡述的恆星演化過程，與勒恩和利特爾（Ritter）所闡明的互相吸引的氣體團的動力學相符合。如果這團氣的質量夠大，則重力必定使它收縮。它將放出熱量而變熱。但當其收縮時，其收縮的速率必逐漸減少。到了某一臨界密度時，這一龐大的熾熱氣團所生的熱量，將小於其所輻射的熱量，於是這團物質開始冷卻。我們在討論太陽的年齡時說過，這過程不能解釋其所放出的全部熱量，那時已經認為或有他種能量的來源（如原子的蛻變）取決於溫度，並經過一種相似的過程。

　　這個恆星演化的理論，已經根據最近的研究加以修正，而將原子結構的新知識應用於天體物理學。人類靠了他處在原子與恆星中間的有利位置，可以利用由一方所得的知識，作為研究另一方的參考。

　　已知太陽或任何一顆星的大小與平均密度，並假定其整體都是氣體，就可以計算其表面下壓力隨深度而增加的變率，愛丁頓便做了這個計算。對於氣體的恆星，愛丁頓發現光度主要隨質量而變化，在某些限度內，光度粗略地與質量成正比例。在恆星里任一層，其上面的壓力，為下面氣體的彈力和輻射的壓力所支撐。據分子運動論，氣體的彈性，是由於氣體分子的碰撞造成的，而氣體分子的速度隨溫度而變化。要支持太陽或其類似的恆星內部的巨大壓力，則其溫度當達四千萬度至五千萬度的數量級。如有一星比這個大得多，據愛丁頓推算，其內部的輻射壓必至過大，致使它變成不穩定，而趨於爆裂。這樣，星的大小有一自然的上限。

　　恆星內部的一個區域，甚至一大區域，實際是一個恆溫的包亮，其總輻射按絕對溫度的四乘方而改變。當溫度增高時，在光譜上能量最大的輻射，按已知定律，逐漸變為波長較短的波。當溫度高達數百萬度時，則其最大能量便遠遠超過可見光譜的波段，而至X射線或波長更短的輻射區域，但這些輻射，在其行至恆星外層的途程中，不斷地受到原子的碰撞與作用，因而變成波長較長的輻射，最後仍以光和熱的形式發出。但有一引人注意的事實：即富有極大穿透力的射線（即「宇宙線」），已經為麥克倫南（McLennan）、米利根、科赫斯特等人所發現，這些射線，雖然份量很小，好象經過我們的大氣，而來自空間。秦斯說：「在某一意義上，這種輻射是整個宇宙里最基本的物理現象，空間的大部區域合這種輻射遠較可見光和熱為多。我們的身體日夜被它穿過，……它破壞我們體內的原子每秒達數百萬個。這可能是生命的要素，也可能在殺害我們」。有人說這種富穿透力的輻射是質子和電子互相湮滅時，或者氫聚合為重原子時所發出的，地點可能是在星雲或空間里極度稀薄的物質里，因為由那裡所射出的能量無須費力就可以穿過覆在恆星外部的物質。

　　我們知道X射線和穿透性更大的Y射線是極有效的電離劑。所以星內的原子當是高度電離的，即其外部電子都被剝奪了的；這個概念於1917年為秦斯所倡導，以後更為許多人研究。一個普通原子所佔有的體積，即別的原子不能貫穿的體積，就是這些外部電子的軌道所佔有的體積。如其外部電子遭到剝奪，則這原子的有效體積必大為減小，實際成為原子核與其最近電子環（其軌道較外部電子的軌道小得多）的體積。結果，恆星內部的原子既然小得多，則其相互干擾也必遠較我們實驗室的為小；因而恆星物質雖在高密度下，其性質也象「理想氣體」，而遵守波義耳定律。

　　假設恆星是氣體的，則我們可以數學計算一顆星的質量與其所發的光和熱之量的關係，換言之，即可知其光度為何。1924年，愛丁頓算得星的質量愈大則其輻射也愈大。他求得一個理論的關係，而且在把一個數字因子調整以後，使這個關係確與事實符合。就是對於某些恆星，這個公式也是適用的。因其密度很大，在1924年以前人們還認為它們是液體或固體的，而且以為這一理論不適用於它們。但愛丁頓認為，較水重的太陽，以及較鐵重的其他恆星，實際上都是氣體；因其電子已被剝奪，所以這些恆星的原子體積較小，在大部時間內，彼此不相接近。

　　而且一個新發現使密度的可能範圍更加擴大了。1844年，貝塞耳發現天空最亮的天狼星運行在橢圓軌道上，於是他假設有一伴星圍繞天狼星運行，其質量約為太陽的4／5。十八年後，這顆星為克拉克（Alvan Clark）所發現；用現代望遠鏡不難看見這顆星，其所發的光約為太陽的1／360。當時曾認為這顆星是紅熱的、一個行將沒落的星。亞當斯在威爾遜山查得這顆星並非紅熱而是白熱的。其所發的總光量很小，是由於其體積很小；它不比地球大很多。從這個大的質量與小的體積，得知其密度約為每立方英寸一噸，這是一個駭人聽聞的結果，在當時認為是不可信的。

　　但是不久新的證據出現了。根據愛因斯坦的理論，物體發出輻射的頻率，應隨其質量和體積而不同；因此譜線應按半徑除質量的比例向紅端移動。亞當斯測量了天狼伴星的光譜，也得著相同的高密度，約為鉑的密度的兩千倍。現在更發現另外幾顆星，密度與此相似或更大。秦斯認為這些星中的物質不再是氣體，而與液體相近了。其原子很可能只餘下原子核，甚至其最內層的電子也被剝奪。比較正常的星，如天狼星與太陽，可能為核外剩有一層電子的原子所組成。所以根據原子結構的理論，我們就可以解釋這一事實：恆星分為明顯的幾類，而且每一類僅包括某些體積限度內的恆星。在那樣高的溫度下，地上的原子將會完全破裂。要維持這些不同的體積，恆星內部未知的深度的原子必較我們熟悉的地球上的原子為重，而類似地球上的原子的較輕的原子，必浮在表面，而成為輻射的表層。

　　有三個方法可以估計恆星的年齡：（1）雙星的軌道最初應為圓形，以後受到過路星的引力的影響，而逐漸變形，這種影響的可能頻率可以計算，因而由軌道的實際形狀，可以計算恆星的可能年齡。（2）明亮的星所組成的星團在空間運動時，逐漸失掉其小的成員，造成這些觀察到的分散情況所必需的時間，是可以計算的。（3）恆星的運動能量，也如氣體分子一樣，必定有達到平均分配的趨勢；西爾斯（Seares）測得太陽附近的恆星差不多已經達到這個階段。由分子運動論，可以計算產生這種動能平均分配狀況所需的時間。這三種方法都一致表明，我們的星系中恆星的平均年齡可能是5萬億至10萬億（5至10×10[12]年。

　　要維持這樣長久的生命，必需大量輻射能量的供給，數量之巨，遠非引力的收縮，或放射性物質所能解釋的。愛因斯坦的理論很自然地引導人們形成一個觀念：這種能量的來源可能是由於陽性質子與陰性電子的相互湮滅，這是1904年秦斯用來解釋放射物的能量的說法。這理論已經詳細地完成。可以肯定，恆星在不斷損失質量。輻射造成定量的壓力，因而具有一個可以計算的動量，即質量與速度的乘積。太陽表面每平方英寸輻射出50馬力，這說明整個太陽每天損失質量3600萬萬噸，而質子與電子的相互湮滅可說明這種損失發生的機制。太陽在其體積更大、年齡更輕時，其質量的損失必當更速，於是我們可以給與太陽年齡以一個上限，大約是8萬億（8×1012）年。這與其他方法所估計的恆星年齡相符合，但根據以後的研究來看又是可懷疑的。

　星的演化

　　恆星的年齡既經估定，我們自然會問恆星是怎樣產生的？即使在最大的望遠鏡中，恆星也無可見的體積――最近的恆星也是太遠了。但是天空明亮的一片一片區域，所謂星雲，早已為人發現。仙女座中的大星雲，能被肉眼看見，在望遠鏡發明以前即已發現。而獵戶座內的另一星雲，也於1656年為惠更斯所發現。

　　星雲有三大類：

　　（1）形狀不規則的星雲，如獵戶座內的。

　　（2）行星狀星雲，形狀有規則的較小的結構。

　　（3）旋渦星雲，象似明亮的大旋渦。

　　數目最多的星雲是旋渦狀的。我們已經說過，現代望遠鏡中可見的星雲，約有二百萬個。它們的光譜是連續的，而重合有吸收譜線，與F至K型的星（包括太陽在內）的光譜相似。有些星雲是瀰漫的熾熱氣體團，有些含有定形的恆星。星雲呈現有急速轉動的模樣。自軌道平面的邊上平視所見的星雲，可以在光譜學上進行研究，另外一些與我們視線正交的，可在逐年的照片上看出其有可測量的轉動，每轉一周約需幾百萬年。這好象說明其運動的迂緩，但是我們觀測到它們有很高的線速度，所以其轉動周期的悠長，不是由於其運動的迂緩，而表現其體積的龐大。

　　如果假設不同的星雲的轉動速度大略相同，則由以上所述，自軌道平面邁上平視所見的星雲，可以由光譜學測得其線速度，而橫過我們視線的星雲，也可以測得其每年的角速度，這樣比較這兩種速度，便可得其距離的一個估計值了。旋渦星雲的旋臂中可以看出有造父變星，其光變的周期可假設與其絕對亮度有通常的關係，因而測量它們的視亮度，又可得距離的另外一種估計值了。由此所得的數字，約在幾十萬至幾萬萬光年。因而大多數旋渦星雲都很遠，而在我們的星系以外。

　　恆星演化的星雲學說，最初為康德所提出，繼於18世紀末為拉普拉斯引用，去解釋太陽系的起源。拉普拉斯根據氣體星雲的概念，認為星雲充滿海王星軌道裡邊的空間，而且具有旋轉運動。它因其自身的引力而收縮。但因其角動量不變，故其旋轉速度漸增。在其收縮的各階段中，它遺留下環形的物質，經凝結而形成行星與其衛星，繞中心的物質轉動，這中心的物質即形成太陽。

　　這個學說有若干困難。1900年，莫爾頓（F．R Moulton）指出，由環形不會破裂變成球形。張伯林（T．C．Chamberlin）並證明在那樣大的氣體團中，其引力並不足以克服其分子速度的擴散效應與輻射壓而使其縮小。秦斯以別的論據證明行星是不能由凝結而形成的。

　　但是旋渦星雲比拉普拉斯所想象的大過百萬倍，在這規模下，其整個的發展過程也大不相同。這時引力遠比氣體壓力和輻射壓更為有效，星雲不但不擴散，而且收縮，並且旋轉得比拉普拉斯所想象的還快。這個解釋，應用於小規模的太陽系遭到失敗，應用在龐大的星繫上，卻頗有成功。

　　秦斯已經以數學證明：一個具有引力的氣體團，或因其他物質團的潮汐作用而開始轉動，則將漸漸形成一雙凸透鏡的形狀。若其旋轉加快，則其邊緣將不穩定，而裂成兩個旋臂。旋臂上發生局部的凝結，每個凝塊具有適當體積，可以在我們所見的恆星的大小的狹小限度內形成恆星。這個由理論得出的預言已為哈布耳所證實。哈布耳根據觀察的結果，將星雲分為秦斯所預言的類型。於是我們在旋渦星雲里，發現在我們星系以外在遙遠空間里正在形成中的其他星系。

　　旋渦星雲臂上的一小滴，是不是變成我們這樣的太陽系呢？根據秦斯的數學推證，這不是一定可能的。如果這小滴的轉動足夠迅速，而至釀成分裂，則分裂的結果可能是互相繞轉的雙星。所以雙星很可能是恆星演化的一個正常規程，其另一過程，則是孤獨的單顆星。

　　但莫爾頓、張伯林與秦斯對太陽系的起源提出一些猜測性的說明。如果在某一早期階段，兩個氣體星運行到彼此鄰近時，則將發生潮汐波。及至兩星接近到某一臨界距離時，這潮汐波即將射出長臂狀的物質，然後再裂成具有適當大小與特性的物體，而形成地球與其他行星。但這一事件發生的可能性很小，據秦斯計算，伴隨象我們的行星系的恆星，大約在十萬個恆星中才有一個。

　　恆星演化的新學說，可以概括敘述如下：恆星是旋渦星雲的旋臂中所飛出的大小相近似的氣體團。它們發放輻射，其質量因而減少。又因其體積較大的發出輻射的速度較快，所以它們的質量逐漸趨於相等。

　　無論其溫度與壓力為何，最年輕的星最重，而輻射也最多。如果它們全由象地上的原子所組成，則溫度與壓力增高時，輻射也當隨之而增加，情況就與上面所說的不相同了。這一證據又表示輻射能量大部來自我們所未知的幾種類型的極端活躍的物質。這些物質當星衰老時即歸於消逝，很可能是由於原子的嬗變，使物質湮滅並轉化為電磁輻射。這樣釋放的能量是很大的，照相對論一節中所說：質量m可以轉化mc2的能量，這裡c為光速，每秒3×10[10]厘米，所以，一克質量的物質轉化為輻射后，其能量等於9×10[20]爾格。由於物質湮滅或即便是適宜的嬗變，所釋放出來的能量是很大的（見451頁）。

　　天體物理學上的這一個新理論，使人想到牛頓《光學》書中的質疑第30所說的；「龐大物體和光不是可以互相變化的嗎？物變為光與光變為物，是同似乎樂於變化的自然程序十分符合的。」

　　恆星可能正在化為輻射，宇宙間物質的命運不是直接化為空間的輻射，就是變成具惰性而不活動的東西，如構成我們世界的主要物質。地上的物質含有92個元素，自原子序數為1的氫，至原子店數為92的鈾。如果還有別的元素存在，它們不是同位素，便是有更高的原子序數，其結構必較鈾更為複雜。現在至少已經發現一個名叫鈈。它們必然富有強烈的放射性，所以不會穩定，因而大多數可能早已失其存在了。從前以為光譜的證據說明物質的演化由簡單而趨於複雜，自老年星中的氫，而趨於青年星中的鈣。可是今天對於這事實的解釋大不相同。人們認為這隻表明，各種恆星中的情況，有利於氫或鈣在其大氣之中與其上輻射的放出。有些天文學家以為在恆星的演化中便伴有複雜原子的分裂，其中大部直接化為輻射，小部變為不活潑的灰分；這些灰分雖是宇宙變化的副產品，但卻是組成我們身體和我們世界的物質。鈾與鐳或者是介於留在地上的這些活潑原始原子的最後殘跡，與構成我們的不活潑元素兩者中間的物質。

　　只有與我們所處的情況很相近的星球好象才有生命的可能。行星系可能是稀有的，我們的行星似乎不可能維持「別的世界上的生命」。

　　凱爾文的能量散逸原理指明了事物的最後的狀態，在這種狀態中，物質與能量都作均勻分佈，而不再有運動的可能。現代理論雖然把其過程加以修改，但也得到相似的結論。宇宙所趨向的最後情況，乃是從活潑的恆星原子化作空間的輻射，與變成將熄的太陽中或凝凍的地球中的惰性物質而已。即令宇宙中物質全部毀滅，所產生的輻射也僅能使空間的溫度增高几度罷了。秦斯算得：只有當溫度增高到7．5×10[12]度時，空間方能為輻射與再度沉澱的物質所飽和。活動物質的原子遺存的概率和輻射濃聚於一處，使物質再度沉澱的概率，都非常渺小。不管我們等候這機會的來臨需要等候怎樣久的時日，永恆總是更久的。霍爾丹（J．B．S．Haldane）曾經提出一種看法［據愛丁頓告訴我，漢堡的施特爾內（Sterne）教授在談話中也曾提出過這種看法］，認為這種巧合的濃聚情形很可能在現有的宇宙消滅后，重新創造出一個新的宇宙――我們現在的宇宙或者就是在輻射瀰漫的漫長年代以後，產生的。但是秦斯與愛丁頓都曾對我說，他們不相信這種說法。別種情況發生的機會更大，會防止那種很少可能的偶然情況發生。

　　在這些問題上，我們似乎不可能找到確實的證據。歷史昭示我們需要謹慎從事。天體物理學的現代觀點僅開始於數年以前，我們已經知道的比有待學習的實在還少得很。

相對論與宇宙

　　相對論提供的新的自然現，在其發展進程中，必然深刻地影響我們對於物質宇宙的觀念。它在解釋萬有引力時，用引力場中呈現彎曲的自然路徑的理論去代替吸引力的觀念。這就不但在精密的實驗中，導致稍有不同的結果，而且如我們以前所說過的，也完全改變了我們對於宇宙廣袤的觀念。

　　如果採用歐幾里得的空間與牛頓的時間，則我們自然以為存在是無窮的。空間無限地伸至最遠的恆星以外，時間則通達過去與未來，均勻而永恆地流逝著。

　　但是，如果我們的新時空連續區，由於物質的存在而表現彎曲，我們就進入另一思想境界了。時間或者仍然是無止境地從永久到永久地流逝著，而空間的彎曲則指示出一個有限空間的宇宙。設想我們以光速繼續前進，則終將達到一個有限的境界，或重返回到我們的出發點。哈布耳估計整個空間約為威爾遜山大望遠鏡所可見到的那一部分的十萬萬倍，而這個望遠鏡能夠看見我們星系以外的星雲兩百萬個之多。這表明光線經行宇宙一周，約需千萬萬（1011）年。愛因斯坦曾描繪過一個三維的空間，其彎曲的方式正如我們在二維空間所謂的圓柱面那樣。時間則相當於圓柱的軸線。德