黑体辐射毕业论文

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（4）量子引力理论

20世纪基础物理研究的巨大成就，当归功于相对论、量子论与引力论的建立。相对论、量子论和引力论都具有普适性，它们的普适性的一个重要体现分别表现在c、h和G这三个普适常数上。然而，三个理论是否真的具有普适性，还在于它们彼此间的相容性，广义相对论的建立证实了引力论与相对论的相容性。

量子理论的发展证明，物质的各种运动形态都遵从量子化的要求，与此同时，一切相对论性场，如电磁场也应是量子化的。在场量子化研究的初期，曾出现了一系列的发散困难。在40年代末，量子化电磁场的发散困难初步通过重正化理论得以解决。发散困难的最根本解决是在60年代完成。弱电统一理论的建立，不仅解决了弱相互作用中的发散困难，而且在类似弱相互作用的框架之中，还可望在强相互作用领域解决相对论与量子论的相容性。最困难的一步就是引力论与量子论的相容，这一步骤的一个主要目标就是建立量子化的引力理论。量子引力理论的研究还起源于广义相对论的奇点问题。由彭罗塞提出，后经霍金和杰罗奇等人最终建立的奇点定理表明，在相当宽的物态条件下，引力场方程的解必定具有奇性。奇性的存在表明，广义相对论属于服从因果律的经典物理范畴，在奇点处，这一理论不再适用。有可能在考虑到引力场的量子性之后，奇性自然消失，这一猜测随后在霍金黑洞蒸发理论中得到了支持。

迫使人们研究量子引力理论的第三个动机来源于大统一理论。弱电统一理论已经建成，弱电与强相互作用的大统一理论正是当前的热门课题，研究过程表明，必须同时考虑到它们与引力作用的统一，而这一统一的实质就是建立量子引力理论。经典物理学的理论框架是建立在因果律的基础上的，经典物理学依赖于物理定律和它相应的边界条件，然而当问题涉及到奇点，而这个奇点又不是数学或模型的缺陷由人为造成的时，奇点很难消除，又很难给出合理的边界条件，这就迫使人们必须重新考虑原有的理论。

沿着膨胀和暴涨的宇宙反向历程，应用经典宇宙学所给出的框架，回溯宇宙在暴涨之前的状态，很自然地会得到宇宙的尺度将趋于零。这意味着，引力场的强度以及物质场的能量密度将趋于无限大，宇宙是从一个奇点演化而来的，而这个奇点并非由于模型的缺陷人为引起的。早在60年代，彭罗塞和霍金就曾利用整体微分几何证明过①，奇点不仅是高度对称的，而且是广义相对论的必然产物。这意味着，在广义相对论的理论框架之中，不可能找到解决奇点的方案，或者说，尽管广义相对论揭示了时空的引力弯曲，但它对于极高曲率的空间并不适用。量子论的鼻祖普朗克很早就主张，应在所有的自然力之间建立联系。1899年，他首先提出了“普朗克长度”这一普适的这一最小长度Lp，以后又陆续提出了“普朗克时间”tp、“普朗克温度”Tp与“普朗克质量”Mp，它们分别为Lp=(hG/c3）1/2=4.05×10-33cm, tp=(hG/c5)1/2=1.35×10-43s,Mp=(hc/G)1/2=5.45×10-5g，Tp=(hc5/k2G)1/2=3.56×1032K。由于h、c和G三个常量都是相对论不变量，以它们为基准的普朗克自然单位将是不变和唯一的，这一点具有深刻意义。审查上述量的大小不难看出，温度Tp极高，甚至比宇宙大爆炸时刻的温度还高，长度Lp、时间tp却极小，质量Mp也不很大，虽然这些值都是实验室条件下无法得到的，它们却使人们想到，在暴涨之前的宇宙这些是否是可以接近的尺度，因此，应该由一个量子化的广义相对论取代经典广义相对论。

本世纪初，量子力学诞生之后，量子力学原理首先用于解释微小系统——原子结构方面的困难，确立了薛定谔方程，同时也得到了有关原子特征的一系列量子力学描述。本世纪60年代以来，当人们试图用量子力学解释巨大的体系——宇宙结构时，却发现它们之间有着惊人的相似①。首先，在具有电磁作用的质子与电子微小体系中，重要自由度r（t）在趋于零时，产生奇点的经典困难，而在具有引力作用的大物质体系中，重要自由度标度因子R（t）在趋于零时，也产生奇点的经典困难；微小电磁体系具有玻尔半径10-8cm的量子长度，而引力作用体系则具有普朗克长度10-33cm的量子长度；微小体系服从薛定谔方程的动力学规律，而引力体系则有惠勒-德维特方程。关于这两个体系间的相似与联系，近年来的研究又有了新的进展。本世纪60～70年代，德维特(DeWitt,B.S.)、米斯纳(Misner,C.W.)和惠勒等人在量子宇宙学方面做出了重要的基础性工作，他们建立了描述宇宙量子特征的惠勒-德维特方程，然而求解这个方程却面临边界条件的确立。因为最初宇宙究竟处于什么状态仍然不能确定。

D、宇宙学的进展

在物理学研究深入发展的同时，人们也在力求对时空大尺度上，即从整体上认识宇宙。宇宙的起源、结构和演化都是人们关心的课题。物理学与高科技的结合，创造了口径相当于25米的巨型光学望远望、空间X射线和红外线望远镜以及地域甚大的天线阵列射电望远镜，这不仅使人们观测宇宙的窗口从红外、可见光一直延伸到X射线和γ射线整个波段，还使观测宇宙的时空尺度伸展到了170亿光年。如今，在人类面前，已展现出一幅生动壮丽的宇宙画面。

以现代高能粒子物理与广义相对论为基础建立起来的理论宇宙学，已能从理论上描述出从原始火球大爆炸，到星系形成和演化的整个过程。大爆炸模型已经由现代天文学的观测，如河外星系谱线红移、3K微波背景辐射以及氦丰度等得到了一定的证实。与此同时，在解决这一模型自身的问题，如视界问题、平坦性问题和磁单极问题等的过程中，与高能物理真空相变理论相结合，又发展成更为完善的暴胀宇宙模型。虽然具有暴胀机制的大爆炸模型为宇宙学的发展奠定了基础，然而随着量子引力理论的发展，有关量子宇宙学的一系列更深层次的问题，如宇宙时空拓扑结构、基本耦合常数的真空参数问题、宇宙常数的动力学解释等，又引起了更新一轮的激烈争论。这场理论研究的重要进展的源头，即把世人的目光从一般天体引向宇宙整体的就是哈勃定律的建立。

1.哈勃定律与膨胀的宇宙

研究表明，宇宙的年龄、演变及结局，在很大的程度上决定于它的膨胀速率。对宇宙膨胀的观测大体分成两个方面，这就是测定星系的运动速率与测定地球到星系的距离。前者关系到宇宙的形成模型及有关理论的发展，而后者则是估算天体亮度、质量和大小的重要依据，然而无论哪一种，都取决于哈勃常数的测量。哈勃常数已成为近代宇宙学中最重要的基本常数之一。20世纪初，几台口径1米的大型望远镜陆续建造成功，它们为河外星系的系统观测创造了条件。美国天文学家哈勃(Hubble,EdwinPowell1889～1953)在这种条件下，为现代天文学与宇宙学做出了重要的贡献。哈勃1910年毕业于芝加哥大学天文学系，后到英国牛津大学读书，在那里获得法律学硕士学位。1914年至1917年在耶基斯天文台攻读天文学博士学位。第一次世界大战期间，曾在法国服役，战后在威尔逊山天文台从事星系的观测研究。当时的威尔逊山天文台已建成100英寸的天文望远镜。利用这台望远镜，哈勃把观测的目标集中在他所称的“一片片的亮雾”之上，这就是星云。与哈勃同时代的一些天文学家也在对这些星云做了大量的观测工作，例如在里克天文台工作的美国天文学家柯蒂斯(Curtis,HeberDoust1872～1942)致力于河外星系的研究，他借助对新星的观测及利用星系角大小估算距离，认为所观测到的绝大部分星云都属于河外星系。热衷于星系观测与研究的还有美国天文学家沙普利(Shap-ley,Harlow1885～1972)，他曾任美国哈佛大学天文台台长，1915～1920年间，曾用威尔逊山天文台100英寸望远镜研究旋涡星云，他利用勒维特(Leavitt,HenriettaSwan1868～1921)发现的造父变星作为量天尺，确定了这些星云的距离，认为它们大约距太阳5万光年左右，应该属于银河系，因此将银河系的尺度扩展到原有的3倍。沙普利还第一个提出，太阳系不处在银河系的中心，虽然他把太阳从银河系的中心地位赶了下来，却又把银河系放到了宇宙的中心之上。柯蒂斯的看法则不同，他认为宇宙中充满着大量的像银河系那样的恒星系统。1920年，在美国国家科学院，柯蒂斯与沙普利的两种不同观点正式交锋，虽然在这场论战中柯蒂斯占了上风，却并未有得出公认一致的结论，直到三年后，哈勃给出的观测事实，才使上述论战有了决定性的结果。1923年，威尔逊山天文台建成了2.5米口径的天文望远镜，哈勃利用它在仙女座星云外缘找到一颗造父变星，根据其光变周期与光度之间的关系，他推断出该星的距离为15万秒差距（实际为80万秒差距），比沙普利的银河系要大得多。这表明，仙女座大星云是一个河外星系，从而结束了河外天体是否存在的辩论，使天文学家的研究领域迈出了银河系。与哈勃同时代的另一位天文学家斯里弗(Slipher,VestoMelvin 1875～1969)也对星云研究感兴趣。他对星系光谱做了大量的观测。1921年，他首先把多普勒-斐索效应用于仙女座大星云，发现所观测到的星系光谱波长大多比实验室观测到的要长，这表明，这些星云都在远离地球退行，其退行速度大大地高于恒星的视向速度。 1929年，在同行们研究成果的基础上，哈勃仅以24个已知距离星系的观测资料为依据，做出了速率-距离的关系图。图中显示速率与距离值成正比，即vr=H0r，vr为星系对银河系的视向速率，上式即为哈勃定律，式中的常数H0就是哈勃常数，由这一常数得到的宇宙年龄H0-1=1.84×108年，该值恰与当时用散射方法观察到的地壳中古老岩石年龄1.8×108年惊人地一致，哈勃的结果，很快地得到认同。哈勃的这一结果，不仅证明了整个宇宙处于膨胀之中，而且这种膨胀速度与距离r成正比，因而既是处处没有中心又是处处为中心的。为了扩展观测的范围，需要能观测到更为遥远星系团中的星系。由于工作量的骤增，哈勃开始与赫马逊(Huma-son,MiltonLaSalle1891～1972)合作。哈勃负责测量星系的亮度，赫马逊负责测量红移量。赫马逊并非科班出身，最初只是威尔逊山天文台的一位看门人，工作之便使他热爱上了天文学，在为别人假期代班的天文观测中，显示了他出众的才华和娴熟的观测技巧，不久即正式投入天文学研究。在哈勃去世后，他继续了哈勃的天文观测事业，1956年，他又与其他人合作，利用观测到的资料，改进了哈勃定律，因而与勒梅特和盖莫夫的大爆炸理论取得了一致。

2.哈勃常数值修正的三次高潮

从原理上看，似乎哈勃常数的测定是简单的，即只要测出星系距离与退行速率，即可由哈勃定律得到哈勃常数。然而在实际上并非如此，星系的速率可以直接从谱线红移获得，可是距离的测量却是既困难又复杂的。对于1000万光年以内附近星系的距离，天文学家们的测量结果都比较一致，这种测量以造父变星为量天尺进行。1908年，在哈佛天文台工作的勒维特在南非观测时发现，造父变星的亮度周期性变化，光变周期越长，平均亮度也越大。这一发现具有不寻常的意义，因为观察亮度变化的整个过程，就可以得到光变周期和视亮度，随后即可计算得到它的绝对亮度。再根据距离加大，视亮度递减的关系，即可由绝对亮度与视亮度之比，确定造父变星的距离。因此，把造父变星作为量天尺，利用三角视差法，逐步扩大测量范围，不仅可以量出银河系的大小，还能测量出各河外星系的大小和距离。在20年代，哈勃用造父变星证实了银河系以外还存在有其它星系以后，从30年代到50年代，哈勃与桑德奇（Sandage，Allen Rex 1926～）等人，又在附近星系中寻找更多的造父变星以确立更新的量天尺，为此做了大量的工作。他们成功地测量了十几个星系的距离，改进了确定哈勃常数的基础。

最初的哈勃常数值为H0=550千米/秒/百万秒差距（以下单位略）。1936年，考虑到星际消光因素，哈勃常数被修定为H0=526。在最初，这一数值被认为是准确的，因为按H0-1得到的宇宙年龄恰好与当时的地质观测结果相一致。二战之后，利用造父变星为量天尺，使哈勃常数逐渐得到了修正。1952年，在威尔逊山帕洛马文天台工作的旅美德国天文学家巴德（Baade，Walter 1893～1960）掀起了哈勃常数修正的第一个高潮。这次高潮是由修改量天尺引起的。此时，帕洛马天文台5米口径天文望远镜建成并开始运转。巴德利用他的精确而系统的测量，不仅在仙女星座中找到了300个以上的造父变星，而且还发现恒星分为两种星族，每一星族都有自己的造父变星，它们只适用于附近星系，而原有哈勃定律所针对的则都是建立在第一星族基础上的造父变星。随着对造父变星周光曲线的修定，随着观测尺度的加大，必须更换原有哈勃常数测定中的量天尺。经巴德计算，遥远星系的距离比原来的估计值增加了一倍，哈勃常数将比原来减小一倍。1952年，巴德在罗马举行的第8届国际天文学大会上，宣布了他的结果，H0=260。

哈勃常数修正的第二个高潮由哈勃的接班人桑德奇掀起。桑德奇是一位著名的实测天文学家，从1956年开始，他在帕洛马天文台对哈勃常数进行了系统的测量工作。在几年的时间内，他得到了600多个星系的数据，最大的红移量值达到Z=0.202，所得到的哈勃常数值为H0=180。在此基础上，桑德奇又对哈勃常数做了进一步的修正，他们再度更换量天尺并把观测范围进一步加大，此时原有确定距离的方法已不再适用，因为当星系距离达到了几百万秒差距时，望远镜已无法区分星系中单个的星，必须寻找代替造父变星做为新距离标准的“指示体”。他们通过天体的绝对星等和视星等的关系，先确定指示体的距离，再由指示体确定星系距离。他们认为能作为距离指示体的有，造父变星、HⅡ区、球状星云、超新星和椭圆星系等。1961年，桑德奇在美国伯克利召开的国际天文学大会上宣布，总估各种测量结果，哈勃常数值应在75与113之间，最或然值为H=98±15，一般可取为100。这一结果表明，宇宙的尺度要比人们早期预期结果远大得多。

进入70年代以来，哈勃常数的测定日益受到天文学家们的重视，对它的测量方法也更加系统，测量的精度也日益提高，因而形成了哈勃常数修正的第三次高潮。然而，这次修正高潮之后，局面却日益复杂化。哈勃常数的各次测量值越来越多地接近高低两个值上。桑德奇和他的合作者塔曼得到的值是50，而德克萨斯大学的德瓦科列尔（de Vaucouleurs）的结果却是100，两个值的测量方法都是以造父变星为起点，其后选用不同距离的指示体进行的，结果竟然相差一倍，不仅出现了哈勃常数纷争的局面，也使人们在实际运算中，出现了任意选择的局面，有人选取50，有人选取100，还有人选择平均值75，虽然这些值的选取都具有权威性，但是仍无法最后判定哪一个最准确。目前，对哈勃常数做出裁决为时尚早，但是，从其它方面得到的佐证中，仍然可以提出带有倾向性的意见。

根据哈勃常数值，宇宙的哈勃年龄应为t0=19.7×109年和t9=9.8×109年。然而宇宙的年龄还有其它的估算方法。一种方法是测量矿石中放射性元素的含量，根据其半衰期加以估算。对各种放射性元素综合测量的结果，所给出的宇宙年龄是1×1010另一种较为有效的方法是测定球状星团的年龄。根据球状星团的赫罗图，得出它们的年龄在（10～20）×1010综合这些从不同角度得到的估算结果，宇宙的年龄不超过200亿年，这表明取小值哈勃常数更符合实际。

由于哈勃常数已成为近代宇宙学中最重要也最基本的常数之一，近年来，对它的研究已成为十分活跃的课题。正式发表的有关哈勃常数的论文已有数百篇。1989年，著名天体物理学家范登堡（Van den Bergh）为天文学和天体物理评论杂志撰写了一篇权威性论文①，它综述了截止到80年代末所有关于哈勃常数的测量和研究结果，最后认为，哈勃常数的取值应为H0=67±8。

3．多余天线温度的发现

1963年初，在贝尔实验室工作的年青物理学家彭齐亚斯（Penzias，Arno Allan 1933～）和射电天文学家威尔逊（Wilson，Robert Woodrow 1936～）合作，测量银河系内高纬星系的银晕辐射。他们所使用的射电望远镜原是用于接收人造卫星“回声号”回波用的大喇叭口天线加辐射计制成。他们还采用了当时噪音最低的红宝石行波微波激射器，并利用液氦致冷的波导管作为参考噪音源，因为它能产生功率确定的噪音以作为噪音的基准，使噪音的功率可以用等效的温度表示。由于当时的手头正好有一台7.35cm的红宝石行波微波激射器，他们就先在7cm波段上开始了天线的测试工作。

彭齐亚斯和威尔逊的测量结果①表明，天线的等效温度约为6.7±0.3K，天线自身的温度为3.2±0.7K，其中大气贡献为2.3±0.3K，天线自身欧姆损耗和背瓣响应的贡献约为1K，扣除这些因素，最后得到，天线存在有多余噪音，它的等效温度约为3.5±1K。尽管他们采用了各种措施，把各种估计到的噪音来源尽量消除，这个多余噪音的等效温度值依然存在，它不仅稳定，而且均匀无偏振，在任何方向都能接收到。

彭齐亚斯和威尔逊观测到天线多余噪音温度现象，带有一定的偶然性，因为实验并没有在理论的预言或指导下进行。然而可贵的是，他们重视观测的结果，忠实于原始资料，不但没有轻易放弃偶然观测到的现象，反而抓住它们一追到底。并想方设法挖掘观测事实背后的意义，这就使他们能不失时机地做出重大发现。在这一成功之中，更难能可贵的是贝尔实验室对实验工作的支持。这一当今最大的工业实验室，拥有数千名才华出众的科技工作者，他们在进行电话、电报技术发展与开发业务的同时，始终重视基础科学，特别是基础物理学的研究工作。它在世界通讯事业中起着中流砥柱的作用，在物理学的研究中，也取得了许多令世人瞩目的成果，例如，在天体物理学方面，1931年，贝尔实验室的电信工程师央斯基（Jansky，Kart Guthe 1905～1950）首先发现了来自银心的周期性噪音射电辐射，从此开创了射电天文学的新领域。这次彭齐亚斯与威尔逊的观测是贝尔实验室与国家射电天文观测台合作进行，贝尔实验室远见卓识地从人力、设备与资金上给予了大力支持，提供了当时世界一流的灵敏毫米波谱线射电望远镜、热电子辐射计、液氦致冷参照噪音源，为实验的成功起到了至关重要的作用。

4．宇宙微波背景辐射的证实

在与彭齐亚斯、威尔逊实验观测的同时，另一些人也在对同一目标搜寻着。他们是以迪克（Dicke，Robert Henry 1916～）为首的普林斯顿大学的一个研究小组，正在开展一项有关宇宙学的探索性研究。1941年，迪克从罗彻斯特大学获得博士学位。1946年前，他在普林斯顿大学物理系执教。迪克成名于他的一项重要成果——标量-张量场论的提出①。这一理论与爱因斯坦的引力理论并驾齐驱，也能成功地解释引力研究中的一些观测现象，以致在引力场研究中，谁是谁非还一时难见分晓。在60年代，随着宇宙学研究的兴起，迪克对伽莫夫的宇宙原始大爆炸理论产生了浓厚的兴趣。他曾设想，至今宇宙应残存有大爆炸的遗迹，例如宇宙早期炽热高密时期残留的某种辐射。他与他的合作者认为，这种辐射有可能是一种可观测到的射电波②。迪克建议罗尔（Roll，P.G.）和威尔金森（Wilkinson，D.T.）进行观测，还建议皮布尔斯（Peebles，P.J.E.）对此进行理论分析。皮布尔斯等人在1965年3月所发表的论文中①明确指出，残存的辐射是一种可观测的微波辐射。叙述了极早期宇宙中重元素分解后，轻元素重新产生的图景。皮布尔斯后来在霍普金斯大学做过的一次学术报告中，也阐明了这个想法。1965年，彭齐亚斯在给麻省理工学院射电天文学家伯克（Burke，B.）的电话中，告之他们难以解释的多余天线噪音，伯克立即想起了在卡内基研究所工作的一个同事特纳（Turner，K.）曾提到过的皮布尔斯的那次演讲，就建议彭齐亚斯与迪克小组联系。就这样，实验上和理论上的两大发现由此汇合并推动事态迅速地发展起来。先是彭齐亚斯与迪克通了电话，随即迪克寄来一份皮布尔斯等人论文的预印本，接着迪克及其同事访问了彭齐亚斯和威尔逊的实验基地，他们在离普林斯顿大学只有几英里之遥的克劳福德山讨论了观测的结果之后，双方协议共同在《天体物理学》杂志上发表了两篇简报，一篇是迪克小组的理论文章《宇宙黑体辐射》②，另一篇是彭齐亚斯与威尔逊的实验报导《在4080MHz处天线多余温度的测量》③，虽然后一篇论文考虑到自己尚未在宇宙论方面做出什么工作，出于慎重，论文并未涉及背景辐射宇宙起源的理论，只是提到“所观察到的多余噪音温度的一种可能解释，由本期Dicke、Peebles、Roll和Wikinson所写的另一篇简讯中给出”，但是，两篇论文分别从理论与实验的不同角度表述的研究成果竟如此珠联璧合，不能不令人惊叹。两篇论文发表后，引起了极大的反响。人们意识到，如果能给出天线多余温度确实来自宇宙背景辐射的证明，这个成果对宇宙学的发展的影响将是不可估量的。根据理论分析，早期宇宙极热状态下的光辐射是处于热平衡状态下的，它应具有各向同性且热辐射能量密度分布遵守普朗克定律等特点。随着宇宙的热膨胀，宇宙逐渐冷却，残存的光辐射谱仍应保持普朗克分布。彭齐亚斯与威尔逊所检验到的辐射是否遵从这一分布，应是检验天线多余温度是否来源于宇宙背景辐射的一项重要标准。从1965年到70年代的中期的近十年时间里，不少研究小组相继完成了各种测试。迪克小组在3.2cm波段上得到了3.0±0.5K，夏克斯哈夫特和赫威尔在20.7cm上测得2.8±0.6K，彭齐亚斯和威尔逊在21.1cm上测得3.2±0.1K。然而3K黑体辐射的峰值应在0.1cm附近，为取得0.1cm附近的测量值，康奈尔大学的火箭小组和麻省理工学院的气球小组的高空观测结果是，在远红外区有相当于3K的黑体辐射。加州大学伯克利分校的伍迪小组用高空气球测出，在0.25cm到0.06cm波段，有2.99K的黑体辐射。至此，实验结果与理论已得到极好的符合，彭齐亚斯和威尔逊观测到的多余天线温度确实是宇宙微波背景辐射，这种辐射在宇宙各处的各向同性、无偏振、具有大约3K的黑体谱。这项成果对宇宙学的研究具有重大意义，为此，彭齐亚斯和威尔逊获得了1978年诺贝尔物理学奖。

牛顿和爱因斯坦二人在物理学中取得的主要成就是什么?他们二人的时空观各是什么?有什么不同?

牛顿的：1.以牛顿三大运动定律为基础建立牛顿力学。 2.发现万有引力定律。 3.建立行星定律理论的基础。 4.致力於三菱镜色散之研究并发明反射式望远镜。 5.发现数学的二项式定理及微积分法等。 6.近代原子理论的起源。 　 　　爱因斯坦于1900年8月在苏黎世联邦高工毕业,12月完成论文《由毛细管现象得到的推论》,1901年3月取得瑞士国籍,同年5月至7月完成电势差的热力学理论的论文。　　1901年至1904年,他在德国《物理学年鉴》上发表了5篇有关热力学和黑体辐射方面的研究论文。　　1905年3月他发表《关于光的产生和转变的一个启发性观点》,提出光量子学说和光电效应的基本定律,并在历史上第一次揭示了微观物体的波粒二象性,从而圆满地解释了光电效应。同年4月发表《分子尺度的新测定》,5月发表《根据分子运动论研究静止液体中悬浮微粒的运动》,有力地提供了原子真实存在布朗运动的证明。同年6月,长篇文献《论动体的电动力学》完整地提出了著名的狭义相对论理论,开创了物理学的新纪元。9月,他发表《物体惯性和能量的关系》,提出了质量和能量的关系E=MC2,为原子核能的释放和利用奠定了理论基础。　　1906年11月爱因斯坦完成固体比热的论文,这是关于固体的量子论的第一篇论文,1910年10月,完成关于临界乳光的论文,1912年提出“光化当量”定律,1915年11月,提出“广义相对论”引力方程完整形式,并且成功地解释了水星近日点运动。　　1916年3月,爱因斯坦完成总结性论文《广义相对论的基础》,5月提出宇宙空间有限无界的假说,为黑洞、宇宙大爆炸等新的宇宙论提供了理论依据,8月完成《关于辐射的量子理论》,总结量子论的发展,提出受激辐射理论。　　1922年爱因斯坦获诺贝尔物理学奖。　　1925年至1955年,除了关于量子力学的完备性问题、引力波以及广义相对论的运动问题以外,爱因斯坦致力于统一场论研究。1937年,在两个助手合作下,他从广义相对论的引力场方程推导出运动方程,进一步揭示了空间、时间、物质与运动之间的统一性,这是广义相对论的重大发展,也是爱因斯坦在科学创造活动中所取得的最后一项重大成果。

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我最尊敬的科学家——爱因斯坦

爱因斯坦极其幸运：他出生于合适的时代，当物理学界面临着重重危机时，他的创造力正处于巅峰。换句话说，他有机会改写物理学的进程，这也许是自从牛顿时代以来独一无二的机遇。这种机遇少之又少。这个机会当然也对同时代的科学家们开放。可是他们都错失其重点，因为他们死守着旧观念。爱因斯坦没有错失重点是因为他对于时空有更自由的眼光。孤持、距离、自由眼光是互相联系的特征，是所有科学、艺术与文学创造活动中一个必要因素。

一、更自由的眼光使他抓住了时代的机遇

26岁的爱因斯坦敢于质疑人类关于时间的原始观念，从而打开了通向微观世界的新物理之门。

1905年通常称为阿尔伯特·爱因斯坦的“奇迹年”。在那一年，爱因斯坦引发了人类关于物理世界的基本概念(时间、空间、能量、光和物质)的三大革命。一个26岁、默默无闻的专利局职员如何能引起如此深远的观念变革，因而打开了通往现代科技时代之门？当然没有人能够回答这个问题。可是，我们也许可以分析他成为这一历史性人物的一些必要因素。

首先，爱因斯坦极其幸运：他出生于合适的时代，当物理学界面临着重重危机时，他的创造力正处于巅峰。换句话说，他有机会改写物理学的进程，这也许是自从牛顿时代以来独一无二的机遇。这种机遇少之又少。E.T.贝尔(Bell)的《数学精英》引用了拉格朗日(ge,1736－1813)的话：

虽然牛顿确实是杰出的天才，但是我们必需承认他也是最幸运的人：人类只有一次机会去建立世界的体系。

这里，拉格朗日引用的是牛顿的巨著《自然哲学的数学原理》中第三卷即最后一卷前言中的话：

现在我要演示世界体系的框架。

拉格朗日显然非常嫉妒牛顿的机遇。可是爱因斯坦对牛顿的公开评价给我们不一样的感觉：

幸运的牛顿，幸福的科学童年……他既融合实验者、理论家、机械师为一体，又是阐释的艺术家。他屹立在我们面前，坚强、自信、独一无二。

爱因斯坦有机会修正200多年前牛顿所创建的体系。可是这个机会当然也对同时代的科学家们开放。的确，自从1881年麦克尔逊－莫雷(Michelson－Morley) 首次实验以及1887年第二次实验以来，运动系统中的电动力学一直是许多人在钻研的热门课题。令人惊奇的是，当爱因斯坦仍在苏黎世念书时，他已经对这个题目发生了浓厚的兴趣。1899年他曾写信给他后来的太太米列娃：

我还了赫姆霍兹的书，现正在非常仔细地重读赫兹的电力传播工作，因为我以前没能明白赫姆霍兹关于电动力学中最小作用量原理的论述。我越来越相信今天所了解的运动物体的电动力学与实际并不相符，而且可能有更简单的理解方式。

他追寻此更简单的理解方式，六年以后引导出了狭义相对论。

当时许多科学家对这个科目也极感兴趣。庞加莱(ré,1854－1912) 是当时两位最伟大的数学家之一，他也正在钻研同一个问题。事实上，相对性 (relativity)这一名词的发明者并不是爱因斯坦，而是庞加莱。庞加莱在1905年的前一年的演讲《新世纪的物理学》中有这样一段：

根据相对性原则，物理现象的规律应该是同样的，无论是对于固定不动的观察者，或是对于作匀速运动的观察者。这样我们不能，也不可能，辨别我们是否正处于这样一个运动状态。

这一段不仅介绍了相对性这个概念，而且显示出了异常的哲学洞察力。然而，庞加莱没有完全理解这段话在物理上的意义：同一演讲的后几段证明他没有抓住同时性的相对性(relativity of simultaneity)这个关键性、革命性的思想。

爱因斯坦也不是首位写下伟大的转换公式的人：

之前，洛伦兹(z,1853－1928)曾写出这个公式，所以当时这个公式以洛伦兹命名，现在仍然是这样。可是洛伦兹也没能抓住同时性的相对性这个革命性思想。1915年他写道：

我失败的主要原因是我死守一个观念：只有变量t才能作为真正的时间，而我的当地时间t'仅能作为辅助的数学量。

这就是说，洛伦兹有数学，但没有物理学；庞加莱有哲学，但也没有物理学。正是26岁的爱因斯坦敢于质疑人类关于时间的原始观念，坚持同时性是相对的，才能从而打开了通向微观世界的新物理之门。

几乎今天所有的物理学家都同意是爱因斯坦创建了狭义相对论。这对庞加莱和洛伦兹是否公平？要讨论这个问题，让我们先引用怀特海(ead)的话：

科学的历史告诉我们：非常接近真理和真正懂得它的意义是两回事。每一个重要的理论都被它的发现者之前的人说过。

洛伦兹和庞加莱都没有抓住那个时代的机遇。他们致力于当时最重要的问题之一，即运动系统中的电动力学。可是他们都错失其重点，因为他们死守着旧观念，正如洛伦兹自己后来所说的一样。爱因斯坦没有错失重点是因为他对于时空有更自由的眼光。

要有自由的眼光(free perception)，必须能够同时近观和远看同一课题。远距离眼光(distant perception)这一常用词就显示了保持一定距离在任何研究工作中的必要性。可是只有远距离眼光还不够，必须与近距离的探索相结合。正是这种能自由调节、评价与比较远近观察的结果的能力形成了自由的眼光。按照这一比喻，我们可以说洛伦兹失败了是因为他只有近距离眼光，而庞加莱失败了是因为他只有远距离眼光。

中国伟大的美学家朱光潜(1897－1986)强调过“心理距离”在艺术和文学创作上的重要性。我认为他的观念与上述的远距离眼光是一致的，只是在不同的学术领域而已。在最权威的爱因斯坦的科学传记Subtle Is the Lord中，作者选择这样一个词来描写爱因斯坦的性格：孤持(apartness)，并且在第三章开始时引述道：

与其他人保持距离；单独地、孤立地、独自地。(《牛津英文词典》)

的确，孤持、距离、自由眼光是互相联系的特征，是所有科学、艺术与文学创造活动中一个必要因素。

1905年爱因斯坦另一个具有历史意义的成果是他于3月间写的论文“关于光的产生和转化的一个启发性观点”。这篇文章首次提出了光是带分立能量hv的量子。常数h由普朗克于1900年在其大胆的关于黑体辐射的理论研究中提出。然而，在接下来的几年里，普朗克变得胆怯，开始退缩。1905年爱因斯坦不仅没有退缩，还勇敢地提出关于光量子的“启发性观点”。这一大胆的观点当时完全没有受到人们的赞赏，从以下的几句话就可以看出这一点：八年后，当普朗克、能斯特 ()、鲁本斯(Heinrich Rubens)、瓦尔堡(g)提名爱因斯坦为普鲁士科学院院士时，推荐书上说：

总之，我们可以说几乎没有一个现代物理学的重要问题是爱因斯坦没有做过巨大贡献的。当然他有时在创新思维中会错过目标，例如，他对光－量子的假设。可是我们不应该过分批评他，因为即使在最准确的科学里，要提出真正新的观点而不冒任何风险是不可能的。

这封推荐书写于1913年，其中被嘲笑的光－量子假设(hypothesis of light －quanta)指的就是上述爱因斯坦于1905年大胆提出的想法。可是爱因斯坦不理这些嘲笑，继续把他的想法向前推进，于19 16至1917年确定了光量子的动量，进而发展为1924年对康普顿效应(Compton effect)的划时代的认识。

光量子这一革命性之观点产生的历史可以总结为：

1905年，爱因斯坦关于E=hv的论文

1916年，爱因斯坦关于P=E/c的论文

1924年，康普顿效应

在那些年里，在1924年康普顿效应确立之前，爱因斯坦完全孤立，因为他对光量子的深邃眼光不被物理学界所接受。

二、广义相对论是他的一次纯粹的创造

关于广义相对论，爱因斯坦没有抓住什么机遇：他创造了这个机遇。这是一次纯粹的创造。

在1905年至1924年之间，爱因斯坦的研究兴趣主要在广义相对论。作为科学革命，广义相对论在人类历史上是独一无二的。其设想宏伟、美妙、广邃，催生了令人敬畏的宇宙学，而且它是一个人独自孕育并完成的，这一切让我想起《旧约》里的创世篇(不知爱因斯坦本人是否曾想起这个比较)。

当然，我们很自然也会想起其他的科学革命，例如牛顿的巨著、狭义相对论、量子力学。不同之处：牛顿的工作确实是宏伟、美妙、广邃的。对。可是在他之前有伽利略(Galileo)、开普勒(Kepler)，还有更早的数学家和哲学家们的成果。他也不是当时唯一在寻求万有引力定律的人。狭义相对论和量子力学也都是影响深远的革命。可是它们是当时许多人研究的热门课题，都不是由一个人所创建的。

关于广义相对论，爱因斯坦没有抓住什么机遇：他创造了这个机遇。他独自一人通过深邃的眼光，宏伟的设想，经过七八年孤独的奋斗，建立起一个难以想象的美妙体系。这是一次纯粹的创造。

三、他的新眼光改写了基础物理的发展进程

爱因斯坦逝世50年来，他的追求已经渗透了理论物理基础研究的灵魂，这是他的勇敢、独立、倔强和深邃眼光的永久证明。

广义相对论代表引力场的几何化。自然而然它使爱因斯坦接着提出电磁场的几何化。从而又产生了将所有自然力几何化的想法，即统一场论。此发展成为他后半生的研究重点。例如，1949年至1950年在普林斯顿高等研究中心他最后的研讨会上，他尝试着把电磁场Fμν合并成不对称的度量gμν。他这个尝试和他先前在同一方向所做出的努力一样，都没能成功。

由于没有成功，也由于自20世纪20年代初，爱因斯坦将其注意力几乎全部放在这项研究上而忽略了像固体物理和核子物理这些新发展的领域，他经常遭受批评，甚至被嘲笑。他对于统一场论的投入被描述为着魔(obsession)。这种批评的一个例子是拉比(,1898－1988)于1979年在普林斯顿举行的爱因斯坦百年纪念上所讲的话：

当你想起爱因斯坦于1903或1902年至1917年的工作时，那是极其多彩的，非常有创造力、非常接近物理，有非常惊人的洞察力；然而，在他不得不学习数学，特别是各种形式的微分几何的时期以后，他就改变了。

他改变了他的想法。他的那种对物理学的伟大创意也随之改变了。

拉比是否正确呢？爱因斯坦有没有改变呢？

答案是：爱因斯坦的确改变了。改变的证据可以在他1933年的斯宾塞演讲《关于理论物理的方法》中找到：

……理论物理的公理基础不可能够从经验中提取，而是必须自由地创造出来…… 经验可能提示适当的数学观念，可是它们绝对不能从经验中演绎而出……

但是创造源泉属于数学。因此，在某种意义上，我认为单纯的思考可以抓住现实，正如古人梦想的一样。

虽然你可以同意或反对这些非常简要的论点，但是你必须同意它们强有力地描述了爱因斯坦在1933年关于如何做基础理论物理的想法，而且此想法相对于他早年的想法有极大的变化。

爱因斯坦自己对这一变化非常清楚。在他70岁出版的《自述》里，我们看到：

……我作为一个学生并不懂得获取物理学基本原理的深奥知识的方法是与最复杂的数学方法紧密相连的。在许多年独立的科学工作以后，我才渐渐明白了这一点。

很明显，在这一段里，“独立的科学工作”指的是他于1908年至1915年期间创建广义相对论的长期奋斗。长期奋斗改变了他。是否朝更好的方向改变了呢？拉比说：不是，他的新眼光变成徒劳无益的走火入魔。我们说：他的新眼光改写了基础物理日后的发展进程。

爱因斯坦逝世50年来，他的追求已经渗透了理论物理基础研究的灵魂，这是他的勇敢、独立、倔强和深邃眼光的永久证明。

一线亮光还是一线亮火

19世纪后期，物理学不仅在走向那时的辉煌顶点，也开始形成正规化的教育体系。欧洲的大学纷纷告别教授各自经营小作坊的方式，成立起有规模的正式实验室。英国剑桥大学在1874年也有了物理实验室，聘请麦克斯韦为第一任教授——也就是实验室主任。

麦克斯韦在任内花了很多时间整理一百年前的英国化学、物理学家卡文迪许（Henry Cavendish）大量从未发表的笔记，对这位前辈深为叹服，遂决定将实验室命名为卡文迪许实验室。当然，这个实验室的创建资金也来自卡文迪许家族的一个贵族的捐赠。

1879年，年仅48岁的麦克斯韦病逝。虽然他的工作不像卡文迪许当年那样不为人所知，那时电磁波还未被证实，他的电磁、统计等理论的重大意义也没来得及被物理学界充分领会。

在卡文迪许实验室接替麦克斯韦的是瑞利男爵（John William Strutt, 3rd Baron Rayleigh）。今天的人如果对他的名字有印象，多半是因为解释“天空为什么是蓝色”中不可避免会提到的“瑞利散射（Rayleigh scattering）”。瑞利的贡献远不止光散射理论。1904年，他因为发现大气中的氩元素和对气体密度的研究获得诺贝尔物理奖。

1900年6月，当普朗克还在为他和维恩的黑体辐射定律得意之时，瑞利看出了内中的蹊跷：当黑体的温度升高时，辐射频谱的峰值会从红外向更高频率的可见光转移，同时各个频率上的辐射强度也应该有不同程度的增高。但在普朗克-维恩定律中，低频段的辐射强度随温度升高却会减少。瑞利觉得这不合理，因此也对普朗克夸下的海口大不以为然，认为后者所谓基于热力学定律的推导不过只是推测。

瑞利自己找到一个更简单的方法。

理想化的黑体在现实中是不存在的。（将近一个世纪之后，天文物理学家证实我们的宇宙作为一个整体的确是一个标准的黑体。参阅：《宇宙膨胀背后的故事（廿五）：新生宇宙的第一张照片》。）19世纪的物理学家找到了一个绝妙的近似，就是在一个封闭的腔体上开一个小洞。外界经过这个洞进入腔体的辐射很难再逃出来，最终会被腔体吸收；而腔体内部的热辐射总会从洞中逸出。这样，在腔体保持一定温度下测量从洞中出来的热辐射，便可以测量黑体的频谱。

在麦克斯韦揭示热辐射就是电磁波之后，瑞利觉得结合麦克斯韦、玻尔兹曼的统计理论可以直截了当地得出黑体辐射的规律：黑体的空腔内布满了电磁波，就像是一定体积内的气体，正是统计物理的用武之地。

统计力学中有一个简单但强有力的“能均分定理（equipartition theorem）”：在一个处于热平衡的系统中，各个运动自由度都会具备同样的动能，与温度成正比。虽然叫做“定理”，这一法则却并不是通过严格的数学推导而来，而是基于对平衡态的理解：如果某一个自由度的动能大于另一个自由度，该系统便没有处在平衡态。动能会自动从前一自由度传送到后一个。所以，这更是一个“原理”，在19世纪末被广泛运用、接受。

瑞利认为他只要好好地数一数空腔内电磁波的自由度，就可以通过能均分定理推导出黑洞的辐射频谱。这一下不打紧，他很快得出一个非常简单，同时却也异乎寻常的结论：辐射的强度与频率的平方成正比。也就是频率越高辐射越强，导致几乎所有能量都会集中在紫外等高频段。这样，如果把所有频率的辐射强度全算上，黑体辐射的总能量是无穷大。

这显然是一个荒唐的结果。瑞利在他最初的论文中不得不无中生有地引进一个附加因子消除高频段的辐射强度，并强调他的推导只适用于低频段。但他的这个推导的确简单直接，是能均分定理的必然结果，比普朗克所打的包票更为靠谱。由此导致的结论清楚地表明热力学——能均分定理——出了大问题。几年后，物理学家埃伦菲斯特（Paul Ehrenfest）把它形象地称作“紫外灾难（ultraviolet catastrophe）”。

也正因为这个问题的严重，开尔文勋爵把它列为物理学的第二朵乌云。

瑞利直到五年后的1905年才给出完整的定量公式。但他这时又犯了一个低级错误，被年轻得多的同行金斯（Sir James Jeans）指出。因此他的公式称为“瑞利-金斯定律”。这个定律虽然简单明了，却只能在低频率极限的一个小角落里可以与实验数据符合，整体上却惨不忍睹，远远不如原始的维恩定律。



绝对温度5800度的黑体辐射频谱（横坐标为频率，纵坐标为强度）。蓝色实线是普朗克定律（与实验完全符合），红色短划线为维恩定律，黄色点虚线则是瑞利-金斯定律的结果。

无论是维恩还是瑞利，他们的定律都在1900年底被普朗克发表的新黑体辐射定律取代。普朗克定律因为与实验数据完美的符合而被普遍接受，没有受到什么质疑。

直到五年后。

×　×　×　×　×

爱因斯坦在1905年发表的第一篇论文后来被普遍称为“光电效应论文”。其实，这篇题为《关于光的产生与变换的一个启发性观点（On a Heuristic Point of View about the Creation and Conversion of Light）》的论文有17页的篇幅，关于莱纳德的光电效应实验的解释在第14页才出现。那只是爱因斯坦列举的可以为他新观点佐证的一个例子。



爱因斯坦1905年发表的“光电效应论文”。

论文的主要内容其实是对普朗克五年前提出的黑体辐射理论的分析，并以此提出关于光的本质的“启发性观点”。他开篇便旗帜鲜明地指出：光的波动理论在描述纯光学现象上已经自证完美，也许永远也不会再被新的理论取代。然而，也可以想象在光的产生、变换方面，波动理论会导致一些矛盾。因此，爱因斯坦表明，对于黑体辐射、荧光、光电效应等现象，如果假设光的能量在空间是不连续的，就会容易理解得多。

接着，爱因斯坦提出了他的新思想：“根据这里提出的假设，当光从一个光源向外发出时，其能量不是连续地分布到越来越广泛的空间，而是由一些有限数目的能量子组成。能量子只存在于空间中局域的点上，在运动时不会再拆分，也只能作为整体被吸收或产生。”

这是一个与麦克斯韦电磁波所描述的光截然相反的概念。波动的光在空间上是连续、弥漫的，不会局域于任何点。光波传播时其能量（即光强）随着传播范围的增大会逐渐衰减（拆分），并能以任意小的份量被吸收、再发射。

在光的波动说已经统治了整整一个世纪，并被无数的实验证实后，爱因斯坦竟然“复活”了牛顿的微粒说。

爱因斯坦的论文分为九节。第一节的小标题是“关于黑体辐射理论的困难”。他不知道瑞利在五年前的论文，但与瑞利一样意识到普朗克的逻辑不靠谱而独立地发现了瑞利的定律（那时瑞利还没有发表定量的公式，也还没有金斯。因此，“瑞利-金斯定律”应该被命名为“瑞利-爱因斯坦-金斯定律”）。有所不同的是，他没有像瑞利那样试图凭空找一个避免“紫外灾难”的附加因子，而是直接宣布这个结果表明经典电磁、统计理论的重大缺陷，亟需新的思维方式。

这时的爱因斯坦当然比普朗克更具优势。他不仅拥有近似成立的维恩定律和实际的测量结果，还有普朗克已经拟合的，与数据天衣无缝的数学公式，即已知的“答案”。他所需要做的，不是寻求一个新的公式，而只是如何从理论上合理地诠释普朗克的结果。

瑞利和爱因斯坦根据经典的能均分定理推算黑体空腔中辐射时，主要的工作便是计算各个频率上所能有的模式数目，那就是自由度。想象一根提琴的弦，当两头分别被琴和演奏者的手指固定之后，它所能演奏出的曲调——频率——是有限的。琴弦的波动频率必须能恰好在那两头没有振动。这种有固定边界的波叫做“驻波（standing wave）”。

显然，在一定长度的琴弦上，驻波的波长会有限制，不可能超过弦长本身（严格来说是不能超过弦长两倍）。而反过来，波长越短，就越容易在琴弦上形成驻波。

黑体辐射的空腔同样有一定大小，热辐射便是其中的驻波。因为频率是波长的倒数，空腔中辐射的频率有一个下限。但在高频部分，其驻波的数目会越来越多：自由度的数目随频率增长。这样，能均分定理给每一个自由度同样的能量，便导致辐射能随频率而增长，发生紫外灾难。

认识到这一点，爱因斯坦便重新审视恰恰是在那个高频段与实验数据符合得相当好的维恩定律。

他利用这个已知的定律倒推回去，赫然发现空腔里的辐射其实与普通的理想气体统计规律一致，唯一的区别只是空腔中的辐射不像气体会有一个确定的原子数目。取而代之的是一个奇异的组合：总能量除以一个参数。而这个参数不是别的，正是普朗克绝望之中引入的那个与频率成正比的最小值——量子。

爱因斯坦恍然大悟。他在论文中写道：单一频率的光在热力学中表现得就如同有固定数目的能量子。因此，应该考虑光在产生、转化过程中也会表现得像分立的能量子一样。

也就是说，光其实是由光量子组成。单个的光量子具有与普朗克的量子一样的能量，与光的频率成正比。它们不会再拆分，而是被整体地吸收或产生。（爱因斯坦一直把他的光微粒叫做能量子或光量子，直到1926年物理学界才开始采用一个新的名字：“光子（photon）”。）

这便是他论文题目中所言的“启发性观点”。

×　×　×　×　×

爱因斯坦深知这个观点的革命性。因此，他在论文的最后几节提供了更多的证据。其中之一便是五年前曾让他欣喜若狂的光电效应。

莱纳德实验发现的那一系列麦克斯韦理论无法解释的现象在这个新观点面前均迎刃而解：与光的电磁波理论不同，爱因斯坦的光量子所携带的能量取决于频率。因此紫外光的光量子能量比可见光的大很多。金属表面的电子不是在与电磁波的共振中获得能量，而是整体地吸收一个光量子的能量而逸出。在吸收一个紫外光量子足以逃逸的金属里，吸收一个可见光的光量子却未必能获得足够的能量。因此，光电效应与入射光的频率息息相关。

同时，入射光的光强体现的是光量子的数目（也因此决定光的总能量）。这样，即使把紫外光的光强降低到微乎其微，只要还能有那么几个光量子能被电子吸收，就可以观察到光电效应。相反，如果可见光的光量子能量不足以“打下”电子，那么即使把光强加得再大，用再多的光量子轰击，也打不下一粒电子——因为电子一次只能吸收一粒光量子。

这些莱纳德让人们摸不着头脑的结果，在爱因斯坦这里得来全不费工夫。

光电效应之外，爱因斯坦还顺便解决了另一个历史问题。半个世纪以前，爱尔兰贵族斯托克斯（Sir George Stokes, 1st Baronet）研究一些能发荧光的矿石，得出结论荧光是矿石吸收了入射光之后二度发射的光。他发现，再发射的荧光的频率总会比入射光的频率低。有些矿石似乎不需要入射光就能发光，那是因为它们吸收了不可见的紫外光而转换发射出可见光。这个荧光规律（Stokes' Rule）一直令人不解：矿石吸收入射光后发出不同频率的荧光不奇怪，但为什么它们就不能发出频率更高的荧光？

在爱因斯坦的新观点中，光的频率便是光量子的能量。斯托克斯的定律也就变得很显然：荧光体在吸收一个光量子再发射另一个光量子的过程中能量可能会有损失但不会增加。因此荧光的频率（能量）必然低于入射光。

×　×　×　×　×

很有意思的是，爱因斯坦这篇论文中其实没怎么涉及普朗克和他的新黑体辐射定律。他只是必要性地简单复述了一下普朗克的工作，不痛不痒地承认其结果与现有的实验完全符合。

这非常不像爱因斯坦的风格。在那些年里，他已经得罪的远远不只是自己大学的教授们，还包括当时物理学界的诸多名流。

就在四年前，他发现莱比锡大学的物理学家德鲁德（Paul Drude）的一个错误，立即毫不留情地去信批驳。他当时还处于失业困境，因此也没忘记同时附上一封求职信。德鲁德大度地回应，说明他没有错，而且与他同系的玻尔兹曼也同意。当然，他也没有理睬那封求职信。爱因斯坦大为光火，在私信里将德鲁德和玻尔兹曼骂得狗血淋头，发誓要发表论文狠踹这些权威的屁股。（爱因斯坦给德鲁德的信件失传，他的质疑是否成立不得而知；他随后的确发表过讨论玻尔兹曼统计理论的论文，后来自己也承认没有什么学术价值。）

作为刚刚以平庸的成绩勉强大学毕业、找不到工作的社会青年，爱因斯坦的表现完美地诠释了“英勇的施瓦本人无所畏惧”形象。

1905年的爱因斯坦在专利局工作时并不孤单，还有一个大学期间认识的好朋友贝索（Michele Besso）。贝索比爱因斯坦大六岁，是个工程师，后来在爱因斯坦的鼓动下也来到专利局谋生。两人情投意合，爱因斯坦只要有了新思想都会立即与贝索分享，认定后者是他最好的讨论对象。在那年后来发表的狭义相对论论文中，他还曾特意致谢了贝索的帮助。（那年的四篇划时代论文中，这是唯一的一个致谢，也凸显了爱因斯坦孤军奋战的处境。）

当时不为人知的是贝索在光电效应论文中的帮助也超过了倾听和对谈：更为成熟、稳重的贝索劝说爱因斯坦删去了直接批驳普朗克的内容。20多年后，贝索曾在一封信中回顾那个年月。在已经知道这篇论文的历史性影响之后，贝索向爱因斯坦承认：“在帮助你编辑你关于量子问题的通讯时，我剥夺了你的一部分荣耀；但另一方面，我也为你争取到一个朋友：普朗克。”

于是，如果没有贝索的“帮助”，爱因斯坦的论文中会如何评论普朗克成为一个历史之谜。因为没有明确与普朗克“划清界限”，爱因斯坦的论文被普遍看作普朗克率先提出的“量子论”的更进一步延伸，失去了其实际革命性的锋芒。当量子力学在20年后开始异军突起时，普朗克被普遍认为是其鼻祖。贝索因此颇为后悔，他认为这个桂冠非爱因斯坦莫属，而只是因为他而被剥夺。

而他那“另一方面”也同样地合情合理。虽然施瓦本人无所畏惧，在专利局中蹉跎的爱因斯坦也真经不起同时得罪物理学界所有的泰斗。在他后来的物理生涯中，被这么争取到的朋友普朗克的确提供了相当大的帮助。

（待续）

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瑞利有什么重大发现

　　瑞利
　　瑞利（1842～1919）

　　Rayleigh，Baron

　　英国物理学家 。原名J.W.斯特拉特 。1842 年 11月12日生于埃塞克斯的威特姆，1919 年6月30日卒于同地 。20岁入剑桥大学三一学院学习 ，3年后以优异成绩毕业 。毕业后第二年被选为三一学院研究员。他在理论和实验方面都有杰出才能，研究工作几乎遍及当时经典物理学的各个领域。他有不少著作，论文达400多篇。1873 年被选为英国皇家学会会员，1879～1884年任卡文迪什实验室主任；1885 ～1896 年任皇家学会秘书，1905～1908 年任会长 。1908 年起任剑桥大学校长。

　　瑞利的研究工作始于电学，此后又更多地研究声学和光学，如研究声学中的共振理论 。1877 ～ 1878 年写成科学名著《声学原理》两卷，为近代声学奠定了基础。他对“天空为什么呈蓝色”作了理论解释，导出了分子散射公式（瑞利散射定律，见光的散射）。他进行了光栅分辨率和衍射的实验研究，第一个对光学仪器的分辨率给出明确的定义，对光谱学的 研究起了重要 作用 。他 首次 精确 测定 了气体 密度 ，1895年发现从液态空气中分馏出来的氮，与从亚硝酸铵中分离出来的氮，有极小的密度差异。这一事实导致空气中的一个稀有元素——氩的发现，因而获得1904年诺贝尔物理学奖。他在 1900 年 得出一个关于热辐射的公式（瑞利 - 金斯 公式，见黑体辐射），在长波区域，同实验符合得很好，为量子论的出现准备了条件。

　　瑞利原名期特墩特（），因为他祖父被英国皇室封为瑞利勋爵，他是第三世，故称瑞利勋爵第三。其父辈在科学上都没有什么声望，到瑞利勋爵第三，成了科学巨人，所以科学史上，不称他为斯特勒特，而称瑞利。

　　1842年11月12日，瑞利生于英国的特伦，由于出身贵族，所以从小受到良好的教育。他在中小学时代，头脑聪敏，才气初露。1860年，以优异的成绩考入剑桥大学，1865年大学毕业时，列最优等。当时剑桥的主试人指出：“瑞利的毕业论文极好，不用修改就可以直接付印。”
　　瑞利毕业后，在剑桥任教职，他对教学尽心尽力。1879年，剑桥大学著名物理教授麦克斯韦去世，空缺的剑桥大学卡文迪许实验室主任职位，由瑞利继任。瑞利对科研事业热情极高，投入了全部身心。他担任著名科研机构——卡文迪许实验室主任之后，扩大了招生人数，把革吞学院和纽那姆学院加以整顿，并批准招收女学生，使妇女和男子一样，享有同等的受教育的权力。瑞利在担任主任期间，自己带头捐出500英镑，同时还向友人募集了1500英镑，为实验室添置了大批的新仪器，从而使实验室的科学研究设备得到充实。瑞利在卡文迪许实验室，精确地进行了银的电化当量研究，从而为电化学的发展作出了贡献。同时，他还对气体的化合体积及压缩性做了精密的定量研究。此外，他对光化学的研究也很有成就。
　　瑞利是注重严格定量研究的化学家之一，他的作风极为严谨，对研究给果要求极为准确，这一点，成了他在科学上作出杰出贡献的重要基础。
　　瑞利的一项重要研究是从空气和氮的化合物中制取纯净的氮。他经深入研究，1882年，向英国科学协会提出一份报告，精确地指出，氢和氧的密度比不是1：16，正确的比例应为1：15.882。从这件事可以看出他那极为严谨的工作态度。他还从事气体的化合体积及压缩性的精密测量，计算出许多气体在极限情况下的摩尔体积，并严格测定了氮的密度。瑞利在制取氧和氮的过程中发现，用三种不同的方法制取的氧，密度完全相等，而用不同的方法制取的氮，密度则有微小的差异。如由氨制得的氮，与由空气制得的氮密度就不同，前者要小5／1000左右。对此，他自己反复验证了多次。尽管从实验的角度来看，这个微小的差别是在允许范围内，但瑞利发现，这个“误差”总是表现为由空气除去氧、二氧化碳、水以后获得的氮，比由氮的化合物获得的氮重，误差虽小，但是不对称，这是用传统的说法无法解释的。因而，他将这一实验给果刊登在英国的《自然界》周刊。寻求读者的解答，但他一直没有收到答复。瑞利认为，之所以由空气制得的氮比重大一些，可能有四种解释：
　　（1）由大气中所得的氮，可能还含有少量的氧。
　　（2）由氨制得的氮，可能混杂了微量的氢。
　　（3）由大气制得的氮，或许有类似臭氧的N分子存在。
　　（4）由氨制得的氮，可能有若干分子已经分解，固而把氮气的密度降低了。
　　第一个假设是不可能的，因为氧和氨的密度相差极微，必须杂有大量的氧、才有可能出现5/1000的差异。与此同时，瑞利又用实验证明；他由氨制得的氮，其中绝不含氢。第三个解释也不足置信，因为他采用无声放电使可能混杂N3的氮气变化，并没发现氮的密度有所变化，即不存在N3。第四种假设几乎是不可能的，因为如果存在游离的氮原子，必然会彼此给合为分子，不可能在正常条件下长期游离。
　　正当瑞利困惑不解时，拉姆塞向瑞利提出，他要用新方法研究大气中的氮，瑞利对此慨然允许，并与拉姆塞精诚合作，这种研究导致了惊人的重大成果，发现了氦、氖、氩、氪、氙等整个一族的惰性气体元素。
　　1894年5月24日，拉姆塞给瑞利写信，提出了整个惰性气体族的设想。同年8月7日，以他们两个人的名义宣布了一种惰性气体元素的发现，英国科学协会主席马登提议，把这种气体命名为氖（Argon）。瑞利一生发表了许多学术论文，他文笔清雅畅达，所写文章大多有严格的数学证明，定量十分准确。后来，他把自己的论文整理为一部五卷本的论文集。论文集的开头，他写下了这样的言词：
　　伟大精深啊，
　　上帝造物之奇妙！
　　研究探索吧，
　　求得世界胸奥秘
　　乐在其中矣！
　　瑞利于1919年去世，比他的精诚合作者拉姆塞晚逝3年，享年77岁。据拉姆塞的学生特拉弗斯说，瑞利与拉姆塞之间往返信件极多，彼此关系十分融洽，“绝少猜疑，也无不正当的行为”，共同为科学而努力，毫无名利之争。瑞利逝世后，他的实验室曾供科学界参观，凡是来访问的科学家，对瑞利所用仪器的简单莫不惊异。瑞利实验室中的一切重要设备虽外形粗糙，但都制造得十分精密。瑞利就是用这些仪器做了极为出色的定量分析。后人经常记起这位伟大科学家的名言：一切科学上的最伟大的发现，几乎都来自精确的量度。