中外科学家发明家丛书:爱顿-第1部分
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一、爱丁顿的生平
人类文明史的开始，距今大约有6000年。虽然这6000年同人类活动已
有的几百万年历史相比，只是很短的一段时间；而与地球的46亿年的高龄比
较起来，更是微乎其微的一刹那。但是，人类正是在这6000年之中，经过自
己的不断努力，与恶劣的自然条件抗争，最终获得了飞跃式的巨大发展，这
与人类最初茹毛饮血的生活是根本不可同日而语的。
在这6000年的历史过程中，人类涌现出过无数杰出的代表，正是他们汇
集了人类的智慧与结晶，并将源源不断的驱动力注入到人类不断前进的文明
列车中。他们之中，有政治家、思想家、科学家、文学家、军事家……他们
如同一颗颗明亮的星星，缀于文明的苍穹之上。英国杰出的科学家阿斯德·斯
坦利·爱丁顿，就是其中一颗耀眼的明星。
爱丁顿于1882年12月28日诞生在英国威斯特摩兰郡的肯特尔。他的父
亲享利·爱丁顿是肯特尔城内一所名叫斯特拉蒙加特的学校的校长兼董事
长。在100年前，化学原子论的创始人——道尔顿曾在这所学校担任过校长。
所以，整个肯特尔小城里的学术风气极为令人陶醉，家风良好的小斯坦利从
小就在这良好的风气中成长。后来，爱丁顿在自己的回忆录中叙述到：“作
为我与双亲生活的所在，肯特尔的传统习惯已编织成为我最早的记忆。令我
无法忘记的是，肯特尔已经把科学工作看作是一项极为重要的公众服务事
业，这并不是指它有着任何物质上的意义，而是科学已经为整个社会做出了
某种巨大的贡献。肯特尔与科学有着较早的联系，这就是那位伟大的化学家
——也许是所有化学家中最伟大的一个，他曾经是斯特拉蒙加特学校的校
长。一个世纪之后该校校长便是我的父亲，而我正是从这里出生的。在我不
大的时候，从约翰·道尔顿那儿我知道了原子的理论；在今天，我本人也已
成为一名原子论的坚决支持者。约翰·道尔顿一定在他身后留下了某些科学
的种子，它们在斯特拉蒙加特的校园里蓬勃地生长，经久不息。我喜欢这种
科学的连续性，尤为令我感到自豪的是：在科学的某一点上我已有能力沿着
肯特尔的这位伟大科家所开创的道路前进。”
但在3岁时，小斯坦利的父亲不幸死于疾病，母亲带着斯坦利和他的姐
姐，7岁的威尼弗雷特搬到了离肯特尔城不远的滨流韦斯顿城。6岁时，他在
自己家附近的一所小学校里上了学；从这时开始，他就对巨大的数字产生了
浓厚的兴趣：他记住了24×24乘法表；他还试图计算整部《圣经》上全部的
语汇数目。爱丁顿的这一爱好一直贯穿了他的整个科学研究并延续到了他的
晚年。
1893年，11岁的爱丁顿开始到布里米林学校读中学。这一时期，他别具
一格，惊人的记忆力开始展现出来，对于老师课上所讲的内容，他在课下大
都能复述出来；许多对别人来说绝对头疼的专用术语语汇，他也能不费力地
记住。
1898年，16岁的爱丁顿以优异的考试成绩考入了曼彻斯特城的欧文斯学
院，这个学院在化学、物理学等学术研究上有着很高的声誉。在欧文斯学院
求学的四年中，爱丁顿勤学好问，他自身的优越条件也更加促使他成为一位
优秀的大学生。在这里，他的老师们都很喜欢这个天赋高、有潜力而又不自
满的学生；尤其是拉姆先生，经常给这个永求上进的学生开小灶，辅导他的
课程并在生活上关心照顾爱丁顿。所以，爱丁顿一生始终对拉姆先生保持着
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深深的敬佩，他成名后回忆到拉姆先生时说道：“当我知道有什么事情要我
像勇士那样来处理时，我就会希望自己能够成为如同拉姆先生那样的一个勇
敢、正直的人。”
由于在欧文斯学院的刻苦学习并获得出类拔萃的成绩，1903年，爱丁顿
进入了英国著名的剑桥大学的三一学院深造，这曾经是伟大的科学家牛顿学
习、工作过的地方。来到三一学院后，爱丁顿继续发扬了他的优点——孜孜
不倦地学习研究，所以陆续获得了多方面的奖学金及各种荣誉。1904年，他
成为他的同学中为数不多的高级数学学位的获得者；1907年，他被授予史密
斯奖学金。也正是从这时开始，爱丁顿将自己的研究方向确定在了天文学与
天体物理学方面。不久，他的研究初见成效，随即被选为三一学院评议员；
同年，应英国皇家天文台台长克里斯蒂邀请，爱丁顿加入了格林尼治天文台
工作人员的行列，当了台长助理。这样，他就有更加便利的条件进行天文学
研究。1912年，他被剑桥大学选为普卢米安讲座的教授。1914年，剑桥大学
的天文台台长拜尔去世，爱丁顿接任了此职。
在以后的30年里，爱丁顿一直担任这一职务，为天文学、天体物理学的
发展作出了巨大贡献。1944年11月17日，爱丁顿在剑桥逝世，享年62岁。
他的去世，给整个科学界带来了不可弥补的巨大损失。爱丁顿的同龄人、著
名的科学家罗素在大西洋彼岸写唁文时说：“爱丁顿先生的逝世，使天体物
理学失去了它最卓越的代表人物。这一巨大的损失，在相当长的一段时间里
是无法挽回的，因为科学界只有一个伟大的爱丁顿。”
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二、天文学和天体物理学的巨擎
从1906年开始，爱丁顿把自己毕生的精力投入到了天文学之中。就在这
一年，荷兰格罗宁根大学的天文学教授卡普坦有了一项革命性的发现。卡普
坦是研究恒星运动的伟大先驱者，他的发现如下：
在卡普坦之前，天文学界一直认为在本地静止标准中恒星运动是完全没
有规则的，不存在任何偏优的运动方向。所谓本地标准就是说，在这个标准
中，太阳附近恒星的平均速度为零。恒星自行与视向速度反映了恒星的运动，
而要研究这种运动，其中的一个基本问题就是要确定“太阳运动”，即确定
太阳在附近恒星平均运动速度为零这一标准中的“本动速度”。
当时的天文学界认为，如果假定恒星的运动速度是随机的，看不出有任
何的偏优方向，那么投影在天区上恒星自行的分布必定将表现一个拉长的椭
圆（如图1）。但经过仔细研究测量后，卡普坦发现并非如天文界以往认识
的那种情况，而是一种双叶曲线（如图2）。
爱丁顿对卡普坦的发现进行了这样的评述：
“我手中有厚厚的一叠《格罗宁根大学校刊》谈到了恒星的运动，但其
中最令人感兴趣的则是第6期。在这一期上记载了卡普坦关于两个星流的伟
大发现，这种理论的应用，首次揭示了恒星系统中的某种结构，从而为研究
这些分布得相当分散的单颗恒星间的关系开辟了一个崭新的纪元。”
爱丁顿随即深入研究了卡普坦的发现，他提出了一种假设：太阳附近的
恒星从运动形式上可以看作是属于作相对运动的两个星群或两个星流，而且
每个星群的内部都各自作着随机运动。爱丁顿以此来解释了上述有关恒星自
行分布的观测特征。这一假说就被称为卡普坦—爱丁顿的二星流假说。这样，
爱丁顿就提出了恒星运动分布的参照公式：
j 3 2 2 j 3 2 2
1
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是他从事天文学研究近10年的系统总结。这部书的大部分是对当时有关恒星
运动知识的系统论述。但该书的最后一章“论恒星系统的动力学”则完全是
爱丁顿自己的创见，这一章中，在说明了双星相遇不可能有效地改变单个恒
星的运动方向之后，爱丁顿得出的结论认为：决定恒星在六维相空间中分布
的函数f（x、y、z、u、v、w、t），必定是由恒星在整个系统扁平状引力势
作用下运行时的动力学轨道来决定的，也就是由六维方程 （现在被称为无碰
撞的玻耳兹曼方程）的解所决定。
在1915—1916年发表的论文中，爱丁顿试图得到一个适用于球对称恒星
系统的自洽解，经过深入研究他取得了成功。在这个带有普遍性的问题上，
爱丁顿第一次指出了怎样用维里定理来建立星团中恒星的平均动能与它的平
均势能之间的关系。爱丁顿的这一理论，至今仍然适用。
由于以上种种的出色研究，我们可以认为爱丁顿是恒星动力学这门学科
的奠基人，而到今天，这门学科已经是一门有自己特点的分支学科了。
在对恒星动力学进行深入地研究并取得了重大的成就后，爱丁顿又把自
己的主要研究方向转入有关恒星结构与演化的学说。他对恒星结构的兴趣，
最初是在1916年由于努力探索造父变星的变化结构而激发出来的，经过10
年的不懈努力，他在1926年出版了《恒星内部结构》一书。
在恒星内部结构这一领域中，爱丁顿认识并确立了我们目前可理解的以
下几个基本原理：
1、辐射压对维持恒星的平衡必定起着重要的作用，而且恒星的质量越
大，这一作用也就越明显。
2、在恒星内部取得辐射平衡的那些地方，温度梯度是由能源的分布与物
质对辐射场不透明度的分布这两个方面共同确定的，这一点与对流平衡的情
况不同。
3、影响不透明度“K”的主要物理过程是由软X射线区中的光电吸收系
数所决定的：即决定于高度电离原子最内部的K层以及L层的电离情况。
4、当电子散射是恒星不透明度的主要原因时，对于能够维持给定质量为
M的恒星来说，光度有一个上限，最大光度是由下列不等式所决定的：
4
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“在一颗被云层包围的行星上从来就很少有人听说过关于恒星的事，有
人就一系列大小不同的气体球计算了它们的辐射压与气体压力之比。球的质
量比方说从10克开始，以后依次为100克、1000克、10000克……于是第n
n
个球就包含有10克的物质。”下面的表给出了他的结果中比较有趣的部分：
球序号 辐射压 气体压力
30 0。000000160。99999984
31 0。0000160。999984
32 0。0016 0。9984
33 0。106 0。894
34 0。570 0。430
35 0。850 0。150
36 0。951 0。049
37 0。984 0。016
38 0。9951 0。0049
39 0。9984 0。0016
40 0。999510。00049
“表中小数点后的部分总是主要包含了一长串的‘9’与’ ‘0’，只有
在33—35号球这一特定质量范围内表的内容才变得令人感兴趣，但紧接着又
是大串的 ‘9’与 ‘0’。如果认为物质与气体压力及辐射压之间存在互相较
量，那么这种争斗将完全是一边倒的，只有编号为33—35的球是例外的，我
们可以预料到那儿会有什么事情发生了。
所 ‘发生’的事情与恒星有关。
我们的物理学家与天文学家一直是在浓浓的云层下面工作，现在假设将
这层云的帷幕拉开，以使他们得以直视天空。他将会在那里发现有10亿个气
体球，而且质量几乎都处于第33—35号球之间，这也就是说它们的质量介于
32
1/2的太阳质量与50倍的太阳质量之间。已知最轻的恒星质量约3×10克，
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而最重的约2×10克，但大多数则在10—10克之间，辐射压向气体压力
抗争的严峻挑战正是在这个范围内展开。”
在这段叙述中，爱丁顿所说的“有人”即是他自己。他的结论具有奠基
的重要意义，但在推论过程中爱丁顿有个重要的问题没有提到。这个问题是，
尽管在这些计算中明显地包含了与质量及星等大小有关的某种自然常数组合
（包括所有的零），但爱丁顿忽略了它，没有将其分离出来。实际上，在自
然研究的范围内，决定球体质量的自然常数组合为：
k 3 1 1
＇（ ）4 ＇2 3/ 2 ……①
H a G
在式子中，H表示质子质量，G是引力常数，k与a分别为玻耳兹曼常数与斯
忒藩常数。斯忒藩常数的值为：
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到的造父变星周光关系作出说明。于是，有关恒星可变特性脉动理论就这样
建立起来。
爱丁顿对造父变星可变特性的最初研究，并没有提供诸如恒星的亮度、
有效温度及视向速度这些变量之间的正确位相关系。这主要是受到当时研究
水平所限，因为这些位相关系只有通过对恒星外层能量传输机制的仔细研究
才能搞�
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