【文章內(nèi)容簡介】 并把金屬的燃燒過程說成是分解反應。而它最大的困難是，如果確有“燃素”這種物質(zhì)存在，它就應具有重量，然而，金屬經(jīng)煅燒釋放燃素后重量非但沒有減少，反而增加。為了自圓其說，有人設想燃素具有負重量(“輕量”)，這實際—上是向亞里士多德元素說的倒退；還有人設想燃素逸出后，有另一種較重的物質(zhì)被吸收。此外，燃素與空氣之間的依賴關系，以及找不到獨立存在的燃素，也是燃素說的理論困難，它們使燃素論者之間產(chǎn)生意見分歧。一批批新發(fā)現(xiàn)的事實不斷要求對這些理論進行修改。正如化學史家萊斯特所說：“一旦有某種更加合理的學說可供利用，燃素說就不可避免地要一敗涂地。”拉瓦錫(A．1Lavc~isier，1743—1794)的氧化學說正是在這種背景下應運而生的新學說。在氧化學說誕生之前，實驗化學在氣體分離和發(fā)現(xiàn)方面取得了重大進步。1755年英國布萊克發(fā)現(xiàn)了被他稱為“固定空氣”的二氧化碳：1766年卡文迪什(H．Cavendish，31—1810)發(fā)現(xiàn)了他誤認作“燃素”的“可燃空氣”——一氫氣；1772年丹尼爾?盧瑟福(Danier Rutherford，1749—1819)發(fā)現(xiàn)了他稱為“濁氣”的氮氣，不久卡文迪什和瑞典的舍勒(K．W．Scheele，1742～1786)也制得了這種氣體；特別重要的是1773年舍勒制得了被他稱為“火焰空氣”和“活空氣”的氧氣，他認為燃燒是“活空氣”與燃素結合的過程。1774年英國的普利斯特列在實驗中也獨立地發(fā)現(xiàn)了這種物質(zhì)，他稱之為“脫燃素氣體”。他用實驗表明小鼠在充滿這種氣體的環(huán)境里存活時間最長，而人吸了它之后也很舒服。但他仍堅持燃素說直至去世為止。舍勒和普利斯特列所發(fā)現(xiàn)的這種氣體并沒有使他們成為批判燃素說的革命家，這一事實說明：燃素說一方面促成了實驗化學的新發(fā)現(xiàn)，另一方面又阻礙著理論化學的發(fā)展。借助別人制造的武器最終摧毀燃素說的是法國化學家拉瓦錫。拉瓦錫于1772—1775年從事氣體化學和燃燒理論研究時就對燃燒增重問題產(chǎn)生疑問，他不同意負重量的說法，也不同意波義耳的“火素”，而認為增重的原因是金屬燃燒時從空氣中吸收—廠某種物質(zhì)。1774年他重復了波義耳的煅燒金屬(錫)實驗。但與波義耳不同的是拉瓦錫加蓋了瓶塞，結果發(fā)現(xiàn)反應前后總重量不變，從而駁斥了增重是火素穿過瓶底進入錫的錯誤解釋，提出了灰燼是金屬與空氣中某種成分化合的新解釋。而舍勒與普利斯特列的新發(fā)現(xiàn)為這種解釋提供了強有力的支持。拉瓦錫在嚴格定量的基礎上重復了舍勒的燃燒磷實驗和普利斯特列加熱氧化汞實驗，使他的燃燒學說即氧化理論得以確立。在1777年9月；日完成、1780年出版的《燃燒通論》中，他提出了如下的學說：（1）燃燒時均有光和熱放出； (2)物體只有在純粹空氣(氧氣)存在時才能燃燒； (3)空氣由可助燃的和不可助燃的兩種成分組成，物質(zhì)燃燒時由于吸收了空氣中的純粹空氣而增重，增加的重量恰好等于吸收的純粹空氣的重量； (4)—般可燃物(非金屬)燃燒后都變成酸，氧是酸的本質(zhì)；金屬燃燒后所變成的灰燼是金屬的氧化物。 這就是化學史上著名的氧化理論。到1785年以后，他的氧化理論除普利斯特列等少數(shù)科學家外已被化學界普遍接受。1789年在他的《化學大綱》中正式把“純粹空氣”命名為氧氣(gaz oxygene)。這部標志著化學發(fā)展重要里程碑的劃時代著作給化學帶來了前所未有的條理性和系統(tǒng)性，它對化學的貢獻完全可以與牛頓的《原理》對物理學的貢獻相媲美。它闡明了“元素是化學分析所達到的真正的終點”，并列出了包括23個元素的第—?張真正的化學元素表，還討論了化學的對象、方法、儀器、化學物質(zhì)的命名法，總結廠前人和同時代有關氣體化學和燃燒現(xiàn)象的實驗成果。在雅各賓派專政時期，拉瓦錫因涉嫌經(jīng)濟問題而受到指控，于1794年5月8日被處死。盡管兩個月后雅各賓派被推翻，但拉瓦錫已經(jīng)死了。正如拉格朗日所說：“砍下拉瓦錫的頭只需要一瞬間，而在法國再產(chǎn)生這樣一個頭顱恐怕一百年也不夠。”法國科學界完全懂得他的價值，兩年后在巴黎立起了拉瓦錫的塑像。第三節(jié) 天文學的豐碩成果現(xiàn)代天文學的進步與物理學的進步直接相關，無論是觀測手段的更新還是各種假說的建立都離不開物理學的知識和理論。20世紀以來天文學的發(fā)展更為迅速，全心的觀測手段使天文考察達到前所未有的程度，理論上的進展也大大超過以往的年代。天文學再次成為自然科學最活躍的前言之一。恒星研究是天文學的永恒課題。本世紀以來人們又得到了更多的知識。賞識機就有人利用恒星視差來測算恒星與我們的距離，測得太陽之外離我們最近的恒星半人馬座α星距離地球約4．3光年。不過這種方法有很大局限性，因為超過300光年的恒星視差已小于0″．01，很難測得準確的數(shù)值。后來又有人利用測量恒星亮度的方法來測算它們的距離，測距范圍有所擴大。上文曾說及上個世紀天文學家已利用多普勒效應測算恒星遠離我們的速度。多普勒效應告訴我們，當光源背離我們運動時，我們所觀測到的它的光譜線便有向紅端移動的現(xiàn)象，光源離開我們的速度越大它的紅移量越大。1929年美國天文學家哈勃(Edwin Powell Hubble，1889～1953)等人發(fā)現(xiàn)星系的光譜線紅移與它們和地球的距離存在著粗略的正比關系，現(xiàn)在人們稱之為“哈勃關系”。這樣，根據(jù)恒星光譜的紅移量以及哈勃關系，就能夠大略地測定所有發(fā)光天體與我們的距離了。現(xiàn)時已知離我們最遠的天體達150億光年，這當然只是我們目前“視線”所及的距離，隨著技術的進步，這個距離還會不斷地擴展。以往的天文學家對恒星的光度已多所研究。本世紀初發(fā)明了更好的儀器，測量比過去更為精確。但是恒星與我們的距離差異極大，在地面上所測得的光度與恒星的真實光度也就存在著差異。不過人們已能測定恒星的距離，據(jù)此以求出它的真實光度也就不是難事了。天文學家亦已找到測算恒星體積和質(zhì)量的方法。數(shù)據(jù)表明，恒星體積相差極遠，有些半徑不過l0公里，有些卻是太陽半徑的1000多倍。恒星質(zhì)量的差異也很大?，F(xiàn)在已知的數(shù)據(jù)是：質(zhì)量最小只有太陽質(zhì)量的百分之幾，最大的為太陽的100多倍，多數(shù)在太陽質(zhì)量的0．1～l0倍之間。由恒星的體積和質(zhì)量就可以知道它們的密度。恒星密度的差異更大得驚人。一些溫度較低、顏色偏紅而體積巨大的“紅巨星”，其密度只有水的幾十萬到幾百萬分之一，這在地球上就被認為是“真空”。一些溫度較高、顏色偏白而體積較小的“白矮星”的密度則可達水的幾千萬倍，一立方厘米這樣的物質(zhì)的重量就有好幾十噸，不過大多數(shù)恒星的密度均在水的密度的1/100～10倍之間。恒星時時刻刻向外界輻射的能量究竟從何而來?現(xiàn)代天文學家認為：其一是引力收縮。天體都是大量物質(zhì)的凝聚，引力使天體收縮的時候就要釋放出能量；其二是核反應。以太陽為例，在它的內(nèi)核里高溫、高密和高壓的條件下，四個氫原子核要聚合為一個氦原子核，這時出現(xiàn)了質(zhì)量虧損并釋放出能量。按質(zhì)能關系式E＝mc2可以算出，1克氘聚合為氦時所釋放的能量約相當于11噸煤的熱值。天文學家推算，太陽剛形成時氫約占其質(zhì)量的78％，這就是說太陽若以氫為“燃料”，它可以保持目前的輻射能量約100億年，現(xiàn)在一般認為太陽的年齡約50億年。本世紀以來，各國競相研制大口徑光學望遠鏡，一臺口徑為8米的巨型光學望遠鏡正在智利的高山上建造之中。光學望遠鏡對于天文觀測固然十分重要，但是可見光只占電磁輻射很小的一部分，大型光學透鏡或反射鏡的制造工藝也十分困難。本世紀初，人們在無線電實驗中注意到，在接收遠處傳來的無線電波時總是伴隨著一種無法排除的微弱干擾。1931年美國電信工程師央斯基(Karl Guthe Jansky，1905～1950)終于弄清楚這種干擾來自太空，次年他又斷定這是來自銀河系中心方向的電磁輻射。他的發(fā)現(xiàn)使人想到，除了光波波段之外，其他波段也有可能用于探測太空，從此開辟了利用射電波研究太空的新紀元，人們制成了接收宇宙空間電磁輻射的射電望遠鏡，打開了人類認識宇宙的一個很大的“窗口”，一門嶄新的學科——射電天文學從此誕生。射電望遠鏡所能觀測的范圍十分寬闊，大型射電望遠鏡的制造相對于大型光學望遠鏡也容易得多，因此射電天文學幾十年來發(fā)展極為迅速。70年代德國人建成廠直徑為100米的射電望遠鏡，它的短波觀測范圍可至厘米波。后來美國入更建成了直徑達305米的射電望遠鏡，其性能更為優(yōu)越。由于射電望遠鏡所接收的是波長范圍很寬的無線電波，所以它無論晝夜都可以工作，既不受地球上火氣的影響。(如厚密的云層)，也不會被宇宙中的塵埃所遮擋，利用無線電電子技術也可以使它的靈敏度非常高，能夠接收到極為微弱的無線電波。自從射電天文學誕生以來，人們發(fā)現(xiàn)宇宙中發(fā)射電磁波的射電源已3萬多個，使人們“看”到了距離地球100多億光年的星系，發(fā)現(xiàn)了一系列前所未知的現(xiàn)象。本世紀60年代，天文學家們利用各種觀測手段先后取得了四項重大發(fā)現(xiàn)。1960年美國天文學家桑德奇(Allan Rex Sandage，1926～ )等人首次探測的一種前所未知的天體。1963年荷蘭天文學家施密特(Maarten Schmidt，1929～ ）判明了這種天體的譜線，確認這是一種具有很大紅移量的天體，定名為“類星體”。多數(shù)天文學家認為這是現(xiàn)時已知的離開我們最遙遠的天體?，F(xiàn)在有記錄的類星體已超過1000個。類星體的許多性質(zhì)天文學家們?nèi)圆簧趺靼祝喾N說法尚在探討之中?！靶请H分子”是指存在于銀河系或銀河系之外星際空間里的無機分子和有機分子，首次發(fā)現(xiàn)于1963年，現(xiàn)已知有50多種，其中大部分是有機分子。質(zhì)量最大的是由11個原子組成的氰基辛四炔(HC9N)。關于星際分子的形成及其演化過程現(xiàn)在還不明了，但是際分子的發(fā)現(xiàn)不僅對于進一步探索天體的演化有著重要的意義，并且亦必將有助于揭開地球上生命起源的奧秘?！拔⒉ū尘拜椛洹笔侵复嬖谟谡麄€宇宙空間的、各向同性的、在微波波段的電磁輻射，這是美國射電天文學家彭齊亞斯(ArnoPenzias，1933～ )和威爾遜(Robert Woodrow Wilson，1936～ ）于1964年偶然發(fā)現(xiàn)的。當日寸他們建立了一個靈敏度極高的定向接收系統(tǒng)來探測宇宙，發(fā)現(xiàn)從天空中任何方向都接收到一種強度完全相同的微波波段電磁輻射，他們認定這種輻射并非來自任何星系，而是存在于整個宇宙背景之中，因此稱它為宇宙背景輻射。后來，他們又確認這種輻射相當于溫度為2．7K的輻射。彭齊亞斯和威爾遜因此而獲1978年度諾貝爾物理學獎金?！懊}沖星”是不斷地向外發(fā)射短周期脈沖輻射的恒星，這是英國天文學家休伊什(Antony Hewish，1924～ )等人于1967年首次發(fā)現(xiàn)的，后來的十余年里天文學家又相繼發(fā)現(xiàn)了好幾百顆這種天體，它們的射電脈沖周期在0．03～4．3秒之間。天文學家們認為，脈沖星是具有很強磁場的、密度極高的、其外部由中子組成的星體，它們的自轉(zhuǎn)速度與射電脈沖周期相對應。脈沖星的發(fā)現(xiàn)為星體演化和高能天體物理學的研究開辟了新的途徑。休伊什因他的發(fā)現(xiàn)而榮獲1974年諾貝爾物理學獎。由于探測技術的進步，尤其是空間技術的應用，本世紀以來人們對太陽系各成員也得到了許多前所未知的知識。1959年蘇聯(lián)人發(fā)射了月球探測器，成功地拍攝了在地球上永遠看不到的月球背面的照片。1969年美國的阿波羅11號宇宙飛船更直接把人送上了月球，取回了月面巖石和土壤，并在月面上裝置了多種探測儀器。其后美國人又五次登上月球。月面結構特征、月面物質(zhì)的化學組成及其物理特性等等都已相當詳細地暴露在人們的眼前?，F(xiàn)在已經(jīng)確證月球是一個沒有大氣、沒有水和沒有生命的世界。自1974年起，美國人發(fā)射的探測器多次飛越水星?，F(xiàn)已得知，水星的外貌與月球相似，其上布滿了環(huán)形山。水星上有極為稀薄的大氣，有一個與地球類似的內(nèi)核，其中含有約70～80％的鐵。水星表面上白晝和黑夜的溫差極大，白晝可達350℃，而黑夜則為—274℃。金星是距離地球最近的行星。蘇聯(lián)和美國自1961年以來相繼發(fā)射了十多個探測器飛向金星，有些探測器還實現(xiàn)了在金星表面上軟著陸?，F(xiàn)已探明金星上有濃密的大氣層，其中二氧化碳含量在97％以上，氧的含量極少，大氣壓約為地球的90倍。由于“溫室效應”，金星表面溫度達482℃。金星上沒有任何類似生活在地球上的動物和植物的存在。 火星也是與地球鄰近的行星。1964～1977年美國人接連向火星發(fā)射了八個探測器，也有多個探測器實現(xiàn)了在火星表面上的軟著陸?，F(xiàn)在已經(jīng)知道，火星上的大氣十分稀薄，主要成分為二氧化碳，還有少量的一氧化碳和水汽?；鹦潜砻鏁円沟臏囟葹?7℃～—111℃。火星也是一個十分荒涼的世界，沒有植物和動物，生命現(xiàn)象存在的可能性極小。70年代美國人發(fā)射的探測器對木星進行探測，發(fā)現(xiàn)它有一個在地球上觀察不到的光環(huán)，已確認的衛(wèi)星有16顆之多。木星也有濃密的大氣，其中含氫約10％，還有氦、氨、甲烷、水和硫化氨以及多種有機化合物和復雜的無機聚合物，厚度達1000公里。木星的表面是流體，內(nèi)部則有一個由鐵和硅構成的固體核。它的大氣外層溫度約—240℃，底層約27℃，中心溫度大約是30000℃。不久前美國伽利略號航天器發(fā)射的探測器進入木星的大氣層，成功地發(fā)回了許多數(shù)據(jù)，對木星必將有更為準確和深入的認識。 土星早就以它美麗的光環(huán)引起天文學家的興趣。70年代后期美國的宇宙探測器對它作了廣泛的考察?，F(xiàn)在已知它有21～23個衛(wèi)星，實際數(shù)目可能還要多一些，其中最大的一顆衛(wèi)星的大小與地球相當。土星有一個不大的固體的核，它的大氣以氫、氦為主要成分，還含有甲烷和其他氣體。土星的一些衛(wèi)星也有大氣，由甲烷、乙烷、乙炔等組成。此外，對天王星、海王星和冥王星的觀測也獲得了不少有價值的資料，對太陽系其他家族成員如彗星、流星和隕星的研究也有許多成果。恒星演化研究首先涉及到恒星的分類。1905～1907年丹麥天文學家赫茨普龍(Ejnar Herzsprung，1873～1967)連續(xù)發(fā)表文章討論恒星的顏色與其光度之間的統(tǒng)計關系。他們以恒星的光度為縱坐標，以其顏色(反映其表面溫度)為橫坐標，把已知恒星描繪在一個圖上，后來人們把這種圖稱為“赫羅圖”。1958年美國天體物理學家史瓦西(Martin Schwarzschild，1912～ )系統(tǒng)地闡述了他根據(jù)赫羅圖所描畫的一顆恒星一生的發(fā)展史。他的觀點大略如下：（1）引力收縮——恒星形成階段 由于彌散于星際間的物質(zhì)分布不均勻，密度較大處便成為引力中心，星際物質(zhì)逐漸向該處聚集形成星際云。星際云因引力作用而收縮，起初收縮得比較快，星際云在收縮過程中轉(zhuǎn)化