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　　今年８月１日我國(guó)西北部分地區(qū)將發(fā)生日全食。 日全食是一種極其壯麗的天象，在天文學(xué)研究中也具有一定的價(jià)值，因此近代幾乎每次發(fā)生日全食時(shí)，天文學(xué)家都會(huì)積極組織對(duì)日全食進(jìn)行觀測(cè)。這次國(guó)內(nèi)天文界也會(huì)組織一些科學(xué)觀測(cè)和科普活動(dòng)。我和我小組的部分成員不久也將赴甘肅嘉峪關(guān)協(xié)助組織和參加?xùn)|亞青年天文會(huì)議，日食觀測(cè)也是這次會(huì)議的部分活動(dòng)內(nèi)容。

　　本次日食地圖
　　現(xiàn)代日食觀測(cè)的主要課題是太陽(yáng)物理。我們平日看到的太陽(yáng)圓面是太陽(yáng)的光球。在光球的外面，還有一層薄薄的呈紅色的色球?qū)樱t色是由于該層發(fā)出的H alpha 發(fā)射線）,在日全食期間，或平時(shí)使用配備H alpha 濾光片的望遠(yuǎn)鏡可以看到。再外面，還有日冕。色球?qū)雍腿彰犭m在太陽(yáng)光球的外面，卻有比光球更高的溫度，日冕的溫度更可達(dá)上百萬(wàn)度（光球溫度只有約6000度），其加熱機(jī)制究竟是什么至今仍是太陽(yáng)物理中未解決的研究問(wèn)題。

　　日食期間看到的太陽(yáng)色球

　　日冕
　　不過(guò)，歷史上最著名也是在科學(xué)史上影響最大的一次日全食觀測(cè)是1919年5月29日英國(guó)愛丁頓（Arthur Stanley Eddington）、戴森(Frank Watson Dyson)、克羅姆林（Andrew Crommelin）等人組織的驗(yàn)證廣義相對(duì)論的觀測(cè)。當(dāng)時(shí)，愛丁頓等人分別在非洲西岸的 Principe 島和巴西的Sobral等地進(jìn)行了觀測(cè)，拍攝了日全食期間太陽(yáng)附近的恒星，并與非日食期間拍攝的同一天區(qū)的恒星位置進(jìn)行對(duì)比，測(cè)定了太陽(yáng)引力造成的星光的偏折。愛丁頓等人的觀測(cè)結(jié)果與廣義相對(duì)論的預(yù)言一致，這對(duì)于廣義相對(duì)論被迅速、廣泛地接受有巨大的推動(dòng)作用。

　　根據(jù)廣義相對(duì)論，遠(yuǎn)處恒星發(fā)出的光線經(jīng)過(guò)大質(zhì)量的天體如太陽(yáng)時(shí)，由于引力的作用將發(fā)生偏折，偏轉(zhuǎn)角為alpha =4GM/c2r,這里G是牛頓萬(wàn)有引力常數(shù)，M是天體質(zhì)量，c 是光速，r 是到天體中心的距離。日全食期間，太陽(yáng)被遮蔽，這時(shí)拍攝的恒星，與平時(shí)在夜間拍攝的同一天區(qū)的恒星進(jìn)行比對(duì)，會(huì)發(fā)現(xiàn)星的位置發(fā)生變化，alpha=1.74 (θsun/θ) arcsec，其中θsun為太陽(yáng)的視半徑，約15-16角分，θ為恒星到太陽(yáng)中心的角距離。實(shí)際測(cè)量的時(shí)候，不同的恒星偏折角不同，通過(guò)數(shù)據(jù)擬合，給出在太陽(yáng)邊緣處的偏折角。

　　牛頓本人在他的《光學(xué)》一書中就曾提出在巨大質(zhì)量附近光線可能偏折。1801年，德國(guó)天文學(xué)家Soldner 根據(jù)牛頓理論預(yù)言，當(dāng)光線經(jīng)過(guò)太陽(yáng)附近時(shí)，受到引力的作用會(huì)發(fā)生偏折，在太陽(yáng)邊緣處星光的偏折角為0.87 角秒（這是把光作為一種粒子在牛頓引力場(chǎng)中運(yùn)動(dòng)的進(jìn)行計(jì)算的結(jié)果）。愛因斯坦本人在提出廣義相對(duì)論的基礎(chǔ)之一等效原理后，也曾于1911年給出過(guò)這個(gè)值。根據(jù)這一思路，可以用初等物理的方法計(jì)算光線偏折:假定在太陽(yáng)表面處有一個(gè)電梯自由下落，這時(shí)在電梯內(nèi)的觀測(cè)者會(huì)發(fā)現(xiàn)自己失重了：也就是感覺不到引力的存在，因此可以假定在梯內(nèi)光線會(huì)直線傳播。但是，由于電梯相對(duì)于太陽(yáng)做加速運(yùn)動(dòng)，在太陽(yáng)坐標(biāo)系中這就被轉(zhuǎn)化為一條曲線。進(jìn)行計(jì)算后即可得到上述數(shù)值。

　　但是，在建立完整的廣義相對(duì)論后，愛因斯坦發(fā)現(xiàn)在太陽(yáng)邊緣處星光的偏折角是這個(gè)數(shù)值的兩倍，即1.74角秒。為什么廣義相對(duì)論預(yù)言的偏折角恰好是牛頓理論的兩倍呢？如果我們把太陽(yáng)附近的時(shí)空與平直時(shí)空做比較，并選取滿足所謂牛頓規(guī)范的坐標(biāo)系（這是一種比較便于與牛頓理論進(jìn)行比較的廣義相對(duì)論坐標(biāo)規(guī)范），就會(huì)發(fā)現(xiàn)時(shí)間和空間都發(fā)生彎曲。其中，時(shí)間部分的彎曲產(chǎn)生的效應(yīng)就類似于牛頓引力勢(shì)的效應(yīng)。但是，空間部分彎曲還會(huì)產(chǎn)生效應(yīng)，這一部分效應(yīng)對(duì)以光速運(yùn)動(dòng)的粒子來(lái)說(shuō)大小恰與時(shí)間部分相等，這樣就使得光線發(fā)生了兩倍于牛頓理論預(yù)言的效應(yīng)。不過(guò)，對(duì)于低速運(yùn)動(dòng)的粒子來(lái)說(shuō)，其運(yùn)動(dòng)則幾乎完全由時(shí)間部分的彎曲（引力勢(shì)）決定。

　　順便說(shuō)說(shuō)，盡管廣義相對(duì)論已被普遍接受，但一般認(rèn)為它并不是一個(gè)終極理論，因此關(guān)于其它引力理論的探索始終在進(jìn)行。特別是，暗物質(zhì)和暗能量的發(fā)現(xiàn)，更使一些學(xué)者考慮是否可以用修改引力定律來(lái)解釋。如何檢驗(yàn)修改引力模型呢？我的好友，上海天文臺(tái)的張鵬杰研究員想出了一個(gè)很好的辦法。他發(fā)現(xiàn)對(duì)于修改引力來(lái)說(shuō)，上述牛頓勢(shì)和空間曲率未必相等，因此通過(guò)綜合幾種不同的宇宙學(xué)觀測(cè)，特別是比較測(cè)量引力透鏡（日食觀測(cè)的光線偏折也是種引力透鏡，不過(guò)觀測(cè)精度比較低）得到的引力勢(shì)與空間曲率之和，和其它測(cè)量物質(zhì)密度、本動(dòng)速度所單給出的引力勢(shì)，就可以對(duì)這樣的理論進(jìn)行檢驗(yàn)。

　　還是回到日食上。愛因斯坦給出這一預(yù)言后，德國(guó)的Freundlich 曾翻檢以前的日食底片，但發(fā)現(xiàn)由于沒有比對(duì)的底片，難以得出結(jié)論。1912年巴西日食期間，阿根廷觀測(cè)隊(duì)就曾想測(cè)量星光偏折，但由于天氣未能成功。1914年，德國(guó)派人前往克里米亞觀測(cè)日全食試圖進(jìn)行驗(yàn)證，但由于第一次世界大戰(zhàn)爆發(fā)也被迫中斷。1918年，利克天文臺(tái)對(duì)華盛頓州日食的觀測(cè)又由于天氣未能拍到星光。直到1919年，愛丁頓等人的觀測(cè)才告成功，他們的結(jié)果與相對(duì)論的預(yù)言一致。不過(guò)，盡管如此，作為科學(xué)史上著名的判決性實(shí)驗(yàn)，后人對(duì)愛丁頓等人的觀測(cè)和數(shù)據(jù)處理也有一些爭(zhēng)議。

　　為進(jìn)行1919年的日全食觀測(cè)，英國(guó)共準(zhǔn)備了三架望遠(yuǎn)鏡，包括兩架10英寸口徑的，還有一架是4英寸口徑的作為備用。愛丁頓帶領(lǐng)的劍橋大學(xué)小組在非洲西岸Principe 島有一架10英寸的，克羅姆林帶領(lǐng)的格林威治天文臺(tái)小組在Sobral 使用另兩架。由于有云，愛丁頓小組獲得的數(shù)據(jù)不多，只有兩張可用的底片。而且，由于當(dāng)?shù)剌喆炯磳⒘T工，他們只好提前離去，因此他們?nèi)狈υ诋?dāng)?shù)嘏臄z的同一高度同一天區(qū)的對(duì)照底片。愛丁頓拍了一張另一天區(qū)的照片，然后在英國(guó)拍攝對(duì)照底片。克羅姆林小組的10英寸望遠(yuǎn)鏡是在夜間對(duì)好焦距的。當(dāng)早晨發(fā)生日食時(shí)，由于溫度已經(jīng)升高，熱脹冷縮導(dǎo)致望遠(yuǎn)鏡對(duì)焦不準(zhǔn)，因此星象大多不清晰。4英寸望遠(yuǎn)鏡得到的底片則效果比較好。4英寸望遠(yuǎn)鏡底片上共有7顆可用恒星，得到的偏折角是1.98?0.16 角秒；愛丁頓小組10英寸望遠(yuǎn)鏡上有5顆可用星，得到的結(jié)果是1.61?0.40 角秒。這兩組數(shù)據(jù)是當(dāng)時(shí)愛丁頓等人公布的數(shù)據(jù)，都支持廣義相對(duì)論。

　　問(wèn)題出在克羅姆林小組的10英寸望遠(yuǎn)鏡數(shù)據(jù)。這臺(tái)望遠(yuǎn)鏡也拍攝了許多底片，但成像不太清晰。對(duì)這些底片如果象其它底片同樣分析的話（即同時(shí)測(cè)量赤經(jīng)和赤緯方向的偏離），得到的結(jié)果是1.52 角秒。但是，當(dāng)時(shí)的分析者認(rèn)為，赤經(jīng)方向更可靠一些，因此只使用根據(jù)赤經(jīng)方向測(cè)量的結(jié)果，這樣得到的數(shù)值是0.93 角秒，比較接近牛頓而不是愛因斯坦理論的預(yù)言值。然而在正式公布的結(jié)果中，只包括了1.61?0.40 角秒和1.98?0.16 角秒，而沒有公布0.93 角秒這個(gè)數(shù)值，因此后來(lái)的一些人認(rèn)為，愛丁頓沒有能客觀地對(duì)待數(shù)據(jù)，而是選擇了支持他相信的相對(duì)論預(yù)言的數(shù)據(jù)。

　　但是，據(jù)考證，愛丁頓并未參加格林威治天文臺(tái)小組的數(shù)據(jù)處理，后者的數(shù)據(jù)處理是由對(duì)相對(duì)論抱中立態(tài)度的皇家天文學(xué)家戴森領(lǐng)導(dǎo)的。愛丁頓得知處理結(jié)果后，的確反對(duì)公布0.93 角秒的結(jié)果，但主要是因?yàn)樗c另兩架望遠(yuǎn)鏡的觀測(cè)結(jié)果不一致。而且，后來(lái)在70年代，天文學(xué)家重新分析了克羅姆林小組10英寸望遠(yuǎn)鏡的底片。由于使用數(shù)字掃描技術(shù)，可以把多張底片進(jìn)行比對(duì)，得到的結(jié)果是1.53 角秒，也傾向于支持愛因斯坦理論（關(guān)于這一歷史問(wèn)題的考證，見Kennefick, D., 2007, “Not Only Because of Theory: Dyson, Eddington and the Competing Myths of the 1919 Eclipse Expedition”, arXiv: 0709.0685)。不過(guò)，以當(dāng)時(shí)的測(cè)量精度而言，支持廣義相對(duì)論的實(shí)驗(yàn)證據(jù)的確不算很強(qiáng)。

　　在愛丁頓之后，天文學(xué)家們又進(jìn)行過(guò)多次日全食光線偏折觀測(cè)?？偟恼f(shuō)來(lái)，由于種種困難，精度改進(jìn)很困難。例如，1936年6月19日的日食（這也是我國(guó)首次派天文學(xué)家專門前往觀測(cè)的日食），蘇聯(lián)測(cè)得的偏折角高達(dá)2.73 角秒，遠(yuǎn)遠(yuǎn)高于相對(duì)論的預(yù)言，而同一次日食日本測(cè)得的偏折角在1.28到2.13角秒之間。直到1973年6月30日在非洲的日食，該次日食持續(xù)時(shí)間長(zhǎng)，太陽(yáng)位于恒星密集的銀河背景下，觀測(cè)者又專門建造了隔熱的小屋并對(duì)設(shè)備的溫度加以控制，才得到了比較可靠的結(jié)果（1.66角秒）（J. B. Zirker, 1995, “Total Eclipse of the Sun”, Princeton University Press)。即便如此，雖然這一結(jié)果足以辨別廣義相對(duì)論與牛頓理論，但對(duì)于辨別廣義相對(duì)論和一些新的引力理論如Brans-Dicke 理論等，其觀測(cè)精度還是太低了。

　　1960年代以后，隨著射電天文學(xué)的興起，利用射電方法觀測(cè)太陽(yáng)掩蝕強(qiáng)射電源3C273, 3C279 等，可以獲得更高的觀測(cè)精度，并且每年都可以進(jìn)行，無(wú)須等待日全食，因此利用日全食進(jìn)行光線偏折觀測(cè)的研究逐漸衰落。不過(guò)，由于日冕對(duì)射電源的折射效應(yīng)，這一觀測(cè)也不是沒有系統(tǒng)誤差。

　　這次日食，臺(tái)里曾詢問(wèn)我是否搞個(gè)廣義相對(duì)論的驗(yàn)證實(shí)驗(yàn)。由于這種實(shí)驗(yàn)的精度太低，我覺得就第一線的科研而言已沒有太大價(jià)值。不過(guò)，如果是中學(xué)生、大學(xué)生或天文愛好者作為動(dòng)手參與的一種高級(jí)科普形式，我覺得還是很不錯(cuò)的。特別是，現(xiàn)在數(shù)碼相機(jī)很普及，因探測(cè)效率高，比較容易觀測(cè)到星光，而且也不容易變形，使用也很方便，與傳統(tǒng)的照相底片相比有一定優(yōu)越性。不過(guò)，限于像素較少，無(wú)法包括全食的日像本身，而應(yīng)挑出太陽(yáng)以外的一個(gè)視場(chǎng)，進(jìn)行差分觀測(cè)。不過(guò)，這次的天區(qū)附近亮星不多，因此不太有利。

　　最后，本次日全食將于2008年8月1日發(fā)生，開始于09:21UT，日影在加拿大北部。10:59 UT (18:59北京時(shí)間)全食日影在新疆阿勒泰市附近進(jìn)入我國(guó)。11：10 UT(19:10 北京時(shí)間)日影掃過(guò)位于新疆哈密市東邊的伊吾，11：15 UT (19:15北京時(shí)間)經(jīng)過(guò)嘉峪關(guān)、酒泉東南的雙城子地區(qū)，此處的太陽(yáng)高度約15度， 位于巨蟹座（以上據(jù)NASA, 2007, “Total Solar Eclipse of 2008 August 1”, NASA techqnical publicationNASA/TP-2007-214149, available at http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/SEmono/TSE2008/TSE2008.html)。下圖為利用Sky Map 軟件繪制的日食天區(qū)圖（假定觀測(cè)點(diǎn)為東經(jīng)100度17分，北緯40度58分，即我國(guó)酒泉衛(wèi)星發(fā)射中心，如觀測(cè)點(diǎn)在此地區(qū)其它地點(diǎn)，天圖上日、月位置略有不同）。由該圖可見，日食天區(qū)的亮星不多，右方圓圈內(nèi)的M44 星團(tuán)距太陽(yáng)也有三度左右， 太遠(yuǎn)，不太有利于相對(duì)論檢驗(yàn)觀測(cè)。