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约瑟夫·冯·弗劳恩霍夫(1787—1826年)
牛顿曾用三棱镜把光线分离成组成光线的色光，但是，约瑟夫·冯·弗劳恩霍夫量化了黑暗、狭窄的光谱线，使化学和天文学发生了彻底的变革。
1814年，冯·弗劳恩霍夫发明了分光镜，用来测量通过三棱镜的太阳光线中不同色光的弯曲度。他不像牛顿那样用肉眼观察光线。而是通过一个装配在圆形刻度尺上的小型望远镜进行观察。英国化学家威廉·海德·渥拉斯顿曾于1802年在太阳光谱中发现了7条暗线，而冯·弗劳恩霍夫则数出有574条，并测出了其中324条线的波长。他用从A至K的字母来标明最黑最突出的暗线，这一方法一直沿用至今。但是，冯·弗劳恩霍夫并不知道这些暗线是怎样生成的。
1895年，德国化学家罗伯特·本生和德国物理学家古斯塔夫·基尔霍夫发现，每一种元素都吸收和发散自己独特的光波组合，形成了一种像“指纹”一样独特的光谱线。因为太阳附近的大气中含有一些气态的化学元素，可以把直射的光束中的一些一定波长的光线消除掉，所以基尔霍夫和本生就可以计算出太阳的化学成分。光谱分析还使科学家们计算出实验室样品的化学成分，最终使他们发现了铯、铷、氖、氩这些以前没有在地球上探测到的元素。而威廉·哈金斯进一步分析了太阳、月亮、行星、彗星、恒星和星云的光线。他的研究结果和其他研究结果之间有着很大的相似性，证实组成宇宙的元素和组成地球的元素相同。
星球进化(1920年)
阿瑟·斯坦利·爱丁顿(1882～1944年)，汉斯·贝特(1906～)
19世纪末，星球能量的来源依然是一个谜。科学家运用放射性测试法，证实地球以及其他星星至少有20亿年了。单纯地依靠内部燃烧的煤，或者通过收缩将势能变成动能等简单的解释，都不能解开这一长期困扰人们的谜团。
1920年，阿瑟·斯坦利·爱丁顿提出与以往不同的观点。他认为，高温和高压下的星球中心的氢可以慢慢地转化为氦。太阳是一个带有引力盖子的巨大的氢弹，其中70％的成分是氢。按照目前的辐射速度测算，它有足够运转100亿年的燃料。
由于1个氦原子比不上4个氢原子的体积大，按照爱因斯坦的E=mc2。公式解释，聚变过程中多余的物质将转化成大量的能量(以辐射的形式释放出来)。1938年，汉斯·贝特和卡尔·魏茨泽克独立地研究出精确的换算装置。20世纪50年代中期的人们得以了解星球如何大规模地产生众多的元素了。
20世纪初，艾奈·赫茨布朗和亨利·罗素绘制图表证明，星星内在的亮度随着它表面的温度变化而发生变化。如今，这些“H—R图”已经成为天文学上最常用的图表之一，从中可以看出，星球并非任意地散落在图上大多数星球除了沿着对角线分布外，还按照从寒冷而且暗淡的星到炎热而明亮的星的顺序排列。巨星的体积往往比小星大10～100倍。天文学家了解到，沿对角线分布的星球比较稳定。当氢耗尽时，星球的核心便会崩溃，突然间变得非常炎热。此时星球内部的氦变为碳和其他的原子核，星球也随即扩张变成红色的巨星，最终大多数星球演变成为白矮星。
白矮星(1931年)
苏不拉尼扬·昌德拉塞卡(1910～1995年)
1844年，天空北部最亮的天狼星摇摆不定，当时它正受到与其相邻的一颗暗淡无光无法看到的星体的引力作用的影响。根据其运行轨道判断，其邻星(即天狼星B，天狼星本身为A星)的质量和体积应和太阳相似，但其亮度和温度均较低。然而瓦特·西德尼·亚当斯测得的光谱显示天狼星B和A同样炽热，甚至比太阳也有过之而无不及。考虑到其亮度较低，所以B星应该体积较小，近似于地球而远小于太阳。
太阳之类的恒星一旦离开了核聚变的能量支持，生命也就走到了尽头。而“白矮星”正是这类恒星崩溃瓦解的产物。亚瑟·斯坦利·爱丁顿在20世纪20年代测算出“白矮星”的密度比水密度高10万多倍。在这种奇特的物理状态中，原子结合紧密，导致电子被剥离出去。而量子效应最终使得这些“沦落”电子无法继续压缩，外在压力让星体稳定下来。
但这种压力有时无法阻止引力作用导致的星体瓦解。1931年，印度天文物理学家苏不拉尼扬·昌德拉塞卡断言，质量大于太阳1.44倍的白矮星无法稳定下来，要么其表面过多的质量会在超新星大爆炸中被炸飞，要么其电子被质子俘获，进而产生出中子和中微子。质量介于太阳的1.44倍和3.2倍之间的白矮星可能形成稳定的中子星，但如果质量超过太阳的3.2倍，星体就会不断分解，直至形成黑洞。
亚原子幽灵(1956年)
沃尔夫冈，泡利(1900～1958年)，弗雷德里克·莱内斯(1918～1998年) 克莱德·考恩(1919—1974年)
当原子核射出电子，从而发生衰变时，能量可能消失了，也可能就此而产生了。物理学家们对此深感困惑。1930年，沃尔夫冈·泡利特意虚构了一种新的亚原子粒子以对此加以解释，这种粒子可以带走β衰变过程中的能量。虽然听起来似乎模棱两可，但实际上非常合理。
恩瑞克·费密将这种粒子命名为“中微子”。他建立了关于β衰变的详细理论，这种衰变涉及一种新发现的基本力，也就是所谓的弱力。中微子只能感受到重力和弱力，不受电磁力和强核力的影响。这就使其非常滑，可以径直穿越地球——能够轻而易举地携走衰变的剩余能量而不被察觉。
然而，弱力的确使中微子偶尔与其他粒子相撞。1956年，弗雷德里克·莱内斯和克莱德·考恩在原子反应堆旁边安装了一台探测器，清楚地看到了中微子撞击质子产生伽马射线的情景。
中微子望远镜——巨大的充满液体的水箱，用于监控弱反应的副产物，现在每天都在探测太阳核心发生的聚变反应所产生的中微子。
按照粒子物理的传统说法，中微子没有质量。但1998年，日本的超级中微子探测器发现的证据表明中微子实际上有质量，只是很小。这可能是新的基础物理理论即将产生的征兆，也可能意味着中微子的引力影响了银河系等星系的形成。
脉 冲星(1967年)
苏珊·乔斯林·贝尔·伯内尔(1943～)，安东尼·休伊什(1924～)
剑桥大学研究生乔斯林·贝尔与其导师安东尼·休伊什通过一个巨大的由2 048个独立接收器组成、波长达3.7米的无线电天文望远镜，研究类星体经过太阳风时产生的闪烁。1967年7月，贝尔发现每个恒星日(23小时54分)接收器都会收到一种异常的信号。快速记录仪记录显示，这些信号是一系列极其
牛顿曾用三棱镜把光线分离成组成光线的色光，但是，约瑟夫·冯·弗劳恩霍夫量化了黑暗、狭窄的光谱线，使化学和天文学发生了彻底的变革。
1814年，冯·弗劳恩霍夫发明了分光镜，用来测量通过三棱镜的太阳光线中不同色光的弯曲度。他不像牛顿那样用肉眼观察光线。而是通过一个装配在圆形刻度尺上的小型望远镜进行观察。英国化学家威廉·海德·渥拉斯顿曾于1802年在太阳光谱中发现了7条暗线，而冯·弗劳恩霍夫则数出有574条，并测出了其中324条线的波长。他用从A至K的字母来标明最黑最突出的暗线，这一方法一直沿用至今。但是，冯·弗劳恩霍夫并不知道这些暗线是怎样生成的。
1895年，德国化学家罗伯特·本生和德国物理学家古斯塔夫·基尔霍夫发现，每一种元素都吸收和发散自己独特的光波组合，形成了一种像“指纹”一样独特的光谱线。因为太阳附近的大气中含有一些气态的化学元素，可以把直射的光束中的一些一定波长的光线消除掉，所以基尔霍夫和本生就可以计算出太阳的化学成分。光谱分析还使科学家们计算出实验室样品的化学成分，最终使他们发现了铯、铷、氖、氩这些以前没有在地球上探测到的元素。而威廉·哈金斯进一步分析了太阳、月亮、行星、彗星、恒星和星云的光线。他的研究结果和其他研究结果之间有着很大的相似性，证实组成宇宙的元素和组成地球的元素相同。
星球进化(1920年)
阿瑟·斯坦利·爱丁顿(1882～1944年)，汉斯·贝特(1906～)
19世纪末，星球能量的来源依然是一个谜。科学家运用放射性测试法，证实地球以及其他星星至少有20亿年了。单纯地依靠内部燃烧的煤，或者通过收缩将势能变成动能等简单的解释，都不能解开这一长期困扰人们的谜团。
1920年，阿瑟·斯坦利·爱丁顿提出与以往不同的观点。他认为，高温和高压下的星球中心的氢可以慢慢地转化为氦。太阳是一个带有引力盖子的巨大的氢弹，其中70％的成分是氢。按照目前的辐射速度测算，它有足够运转100亿年的燃料。
由于1个氦原子比不上4个氢原子的体积大，按照爱因斯坦的E=mc2。公式解释，聚变过程中多余的物质将转化成大量的能量(以辐射的形式释放出来)。1938年，汉斯·贝特和卡尔·魏茨泽克独立地研究出精确的换算装置。20世纪50年代中期的人们得以了解星球如何大规模地产生众多的元素了。
20世纪初，艾奈·赫茨布朗和亨利·罗素绘制图表证明，星星内在的亮度随着它表面的温度变化而发生变化。如今，这些“H—R图”已经成为天文学上最常用的图表之一，从中可以看出，星球并非任意地散落在图上大多数星球除了沿着对角线分布外，还按照从寒冷而且暗淡的星到炎热而明亮的星的顺序排列。巨星的体积往往比小星大10～100倍。天文学家了解到，沿对角线分布的星球比较稳定。当氢耗尽时，星球的核心便会崩溃，突然间变得非常炎热。此时星球内部的氦变为碳和其他的原子核，星球也随即扩张变成红色的巨星，最终大多数星球演变成为白矮星。
白矮星(1931年)
苏不拉尼扬·昌德拉塞卡(1910～1995年)
1844年，天空北部最亮的天狼星摇摆不定，当时它正受到与其相邻的一颗暗淡无光无法看到的星体的引力作用的影响。根据其运行轨道判断，其邻星(即天狼星B，天狼星本身为A星)的质量和体积应和太阳相似，但其亮度和温度均较低。然而瓦特·西德尼·亚当斯测得的光谱显示天狼星B和A同样炽热，甚至比太阳也有过之而无不及。考虑到其亮度较低，所以B星应该体积较小，近似于地球而远小于太阳。
太阳之类的恒星一旦离开了核聚变的能量支持，生命也就走到了尽头。而“白矮星”正是这类恒星崩溃瓦解的产物。亚瑟·斯坦利·爱丁顿在20世纪20年代测算出“白矮星”的密度比水密度高10万多倍。在这种奇特的物理状态中，原子结合紧密，导致电子被剥离出去。而量子效应最终使得这些“沦落”电子无法继续压缩，外在压力让星体稳定下来。
但这种压力有时无法阻止引力作用导致的星体瓦解。1931年，印度天文物理学家苏不拉尼扬·昌德拉塞卡断言，质量大于太阳1.44倍的白矮星无法稳定下来，要么其表面过多的质量会在超新星大爆炸中被炸飞，要么其电子被质子俘获，进而产生出中子和中微子。质量介于太阳的1.44倍和3.2倍之间的白矮星可能形成稳定的中子星，但如果质量超过太阳的3.2倍，星体就会不断分解，直至形成黑洞。
亚原子幽灵(1956年)
沃尔夫冈，泡利(1900～1958年)，弗雷德里克·莱内斯(1918～1998年) 克莱德·考恩(1919—1974年)
当原子核射出电子，从而发生衰变时，能量可能消失了，也可能就此而产生了。物理学家们对此深感困惑。1930年，沃尔夫冈·泡利特意虚构了一种新的亚原子粒子以对此加以解释，这种粒子可以带走β衰变过程中的能量。虽然听起来似乎模棱两可，但实际上非常合理。
恩瑞克·费密将这种粒子命名为“中微子”。他建立了关于β衰变的详细理论，这种衰变涉及一种新发现的基本力，也就是所谓的弱力。中微子只能感受到重力和弱力，不受电磁力和强核力的影响。这就使其非常滑，可以径直穿越地球——能够轻而易举地携走衰变的剩余能量而不被察觉。
然而，弱力的确使中微子偶尔与其他粒子相撞。1956年，弗雷德里克·莱内斯和克莱德·考恩在原子反应堆旁边安装了一台探测器，清楚地看到了中微子撞击质子产生伽马射线的情景。
中微子望远镜——巨大的充满液体的水箱，用于监控弱反应的副产物，现在每天都在探测太阳核心发生的聚变反应所产生的中微子。
按照粒子物理的传统说法，中微子没有质量。但1998年，日本的超级中微子探测器发现的证据表明中微子实际上有质量，只是很小。这可能是新的基础物理理论即将产生的征兆，也可能意味着中微子的引力影响了银河系等星系的形成。
脉 冲星(1967年)
苏珊·乔斯林·贝尔·伯内尔(1943～)，安东尼·休伊什(1924～)
剑桥大学研究生乔斯林·贝尔与其导师安东尼·休伊什通过一个巨大的由2 048个独立接收器组成、波长达3.7米的无线电天文望远镜，研究类星体经过太阳风时产生的闪烁。1967年7月，贝尔发现每个恒星日(23小时54分)接收器都会收到一种异常的信号。快速记录仪记录显示，这些信号是一系列极其