今年８月１日我國西北部分地區(qū)將發(fā)生日全食。 日全食是一種極其壯麗的天象，在天文學研究中也具有一定的價值，因此近代幾乎每次發(fā)生日全食時，天文學家都會積極組織對日全食進行觀測。這次國內(nèi)天文界也會組織一些科學觀測和科普活動。我和我小組的部分成員不久也將赴甘肅嘉峪關(guān)協(xié)助組織和參加東亞青年天文會議，日食觀測也是這次會議的部分活動內(nèi)容。

　　本次日食地圖
　　現(xiàn)代日食觀測的主要課題是太陽物理。我們平日看到的太陽圓面是太陽的光球。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，或平時使用配備H alpha 濾光片的望遠鏡可以看到。再外面，還有日冕。色球?qū)雍腿彰犭m在太陽光球的外面，卻有比光球更高的溫度，日冕的溫度更可達上百萬度（光球溫度只有約6000度），其加熱機制究竟是什么至今仍是太陽物理中未解決的研究問題。

　　日食期間看到的太陽色球

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

　　根據(jù)廣義相對論，遠處恒星發(fā)出的光線經(jīng)過大質(zhì)量的天體如太陽時，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，太陽被遮蔽，這時拍攝的恒星，與平時在夜間拍攝的同一天區(qū)的恒星進行比對，會發(fā)現(xiàn)星的位置發(fā)生變化，alpha=1.74 (θsun/θ) arcsec，其中θsun為太陽的視半徑，約15-16角分，θ為恒星到太陽中心的角距離。實際測量的時候，不同的恒星偏折角不同，通過數(shù)據(jù)擬合，給出在太陽邊緣處的偏折角。

　　牛頓本人在他的《光學》一書中就曾提出在巨大質(zhì)量附近光線可能偏折。1801年，德國天文學家Soldner 根據(jù)牛頓理論預言，當光線經(jīng)過太陽附近時，受到引力的作用會發(fā)生偏折，在太陽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中運動的進行計算的結(jié)果）。愛因斯坦本人在提出廣義相對論的基礎(chǔ)之一等效原理后，也曾于1911年給出過這個值。根據(jù)這一思路，可以用初等物理的方法計算光線偏折:假定在太陽表面處有一個電梯自由下落，這時在電梯內(nèi)的觀測者會發(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)光線會直線傳播。但是，由于電梯相對于太陽做加速運動，在太陽坐標系中這就被轉(zhuǎn)化為一條曲線。進行計算后即可得到上述數(shù)值。

　　但是，在建立完整的廣義相對論后，愛因斯坦發(fā)現(xiàn)在太陽邊緣處星光的偏折角是這個數(shù)值的兩倍，即1.74角秒。為什么廣義相對論預言的偏折角恰好是牛頓理論的兩倍呢？如果我們把太陽附近的時空與平直時空做比較，并選取滿足所謂牛頓規(guī)范的坐標系（這是一種比較便于與牛頓理論進行比較的廣義相對論坐標規(guī)范），就會發(fā)現(xiàn)時間和空間都發(fā)生彎曲。其中，時間部分的彎曲產(chǎn)生的效應就類似于牛頓引力勢的效應。但是，空間部分彎曲還會產(chǎn)生效應，這一部分效應對以光速運動的粒子來說大小恰與時間部分相等，這樣就使得光線發(fā)生了兩倍于牛頓理論預言的效應。不過，對于低速運動的粒子來說，其運動則幾乎完全由時間部分的彎曲（引力勢）決定。

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

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

　　為進行1919年的日全食觀測，英國共準備了三架望遠鏡，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?shù)剌喆炯磳⒘T工，他們只好提前離去，因此他們?nèi)狈υ诋數(shù)嘏臄z的同一高度同一天區(qū)的對照底片。愛丁頓拍了一張另一天區(qū)的照片，然后在英國拍攝對照底片。克羅姆林小組的10英寸望遠鏡是在夜間對好焦距的。當早晨發(fā)生日食時，由于溫度已經(jīng)升高，熱脹冷縮導致望遠鏡對焦不準，因此星象大多不清晰。4英寸望遠鏡得到的底片則效果比較好。4英寸望遠鏡底片上共有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)是當時愛丁頓等人公布的數(shù)據(jù)，都支持廣義相對論。

　　問題出在克羅姆林小組的10英寸望遠鏡數(shù)據(jù)。這臺望遠鏡也拍攝了許多底片，但成像不太清晰。對這些底片如果象其它底片同樣分析的話（即同時測量赤經(jīng)和赤緯方向的偏離），得到的結(jié)果是1.52 角秒。但是，當時的分析者認為，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 角秒這個數(shù)值，因此后來的一些人認為，愛丁頓沒有能客觀地對待數(shù)據(jù)，而是選擇了支持他相信的相對論預言的數(shù)據(jù)。

　　但是，據(jù)考證，愛丁頓并未參加格林威治天文臺小組的數(shù)據(jù)處理，后者的數(shù)據(jù)處理是由對相對論抱中立態(tài)度的皇家天文學家戴森領(lǐng)導的。愛丁頓得知處理結(jié)果后，的確反對公布0.93 角秒的結(jié)果，但主要是因為它與另兩架望遠鏡的觀測結(jié)果不一致。而且，后來在70年代，天文學家重新分析了克羅姆林小組10英寸望遠鏡的底片。由于使用數(shù)字掃描技術(shù)，可以把多張底片進行比對，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，以當時的測量精度而言，支持廣義相對論的實驗證據(jù)的確不算很強。

　　在愛丁頓之后，天文學家們又進行過多次日全食光線偏折觀測?？偟恼f來，由于種種困難，精度改進很困難。例如，1936年6月19日的日食（這也是我國首次派天文學家專門前往觀測的日食），蘇聯(lián)測得的偏折角高達2.73 角秒，遠遠高于相對論的預言，而同一次日食日本測得的偏折角在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)時間長，太陽位于恒星密集的銀河背景下，觀測者又專門建造了隔熱的小屋并對設(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論與牛頓理論，但對于辨別廣義相對論和一些新的引力理論如Brans-Dicke 理論等，其觀測精度還是太低了。

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

　　這次日食，臺里曾詢問我是否搞個廣義相對論的驗證實驗。由于這種實驗的精度太低，我覺得就第一線的科研而言已沒有太大價值。不過，如果是中學生、大學生或天文愛好者作為動手參與的一種高級科普形式，我覺得還是很不錯的。特別是，現(xiàn)在數(shù)碼相機很普及，因探測效率高，比較容易觀測到星光，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，限于像素較少，無法包括全食的日像本身，而應挑出太陽以外的一個視場，進行差分觀測。不過，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北京時間)全食日影在新疆阿勒泰市附近進入我國。11：10 UT(19:10 北京時間)日影掃過位于新疆哈密市東邊的伊吾，11：15 UT (19:15北京時間)經(jīng)過嘉峪關(guān)、酒泉東南的雙城子地區(qū)，此處的太陽高度約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./eclipse/SEmono/TSE2008/TSE2008.html)。下圖為利用Sky Map 軟件繪制的日食天區(qū)圖（假定觀測點為東經(jīng)100度17分，北緯40度58分，即我國酒泉衛(wèi)星發(fā)射中心，如觀測點在此地區(qū)其它地點，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 星團距太陽也有三度左右， 太遠，不太有利于相對論檢驗觀測。