二、英国和法国的观测天文学

我们不知道布莱德雷出生的确切日期，不过很可能是1693年。他在牛津大学就学，并从那里毕业。但是，他的青年时代大部分是同在埃塞克斯的旺斯特德当教长的舅父詹姆斯·庞德牧师一起度过的。庞德拥有一座小小的观测台，而且实际上他是当时英国最有经验的实践天文学家之一。他是牛顿和哈雷的朋友，有时还给他们提供资料。布莱德雷由于他舅父而热爱天文学，并从他那里学会了后来在自己全部工作中出色表现出来的应用仪器的技能。布莱德雷同舅父协作进行的研究很快为他赢得了声誉；1718年，他当选为皇家学会会员，1721年，当选为牛津大学的天文学萨维尔教授。1725年，他开始与塞缪尔·莫利纽克斯进行卓有成效的合作，后者去世后，他于1728年便心挂两头，一方面在牛津大学授课（包括实验物理学），另一方面在旺斯特德进行观测，1724年庞德去世后他就一直继续那里的观测。除此之外，他后来还兼任“皇家天文学家”的工作，从1742年起他一直担任着这一职位，直到1762年他逝世为止。

布莱德雷和庞德的合作主要致力于修正卡西尼的木星卫星运动的表，考虑到了光速有限。布莱德雷独立为《哲学学报》（Philosophical Transactions）撰写的第一篇稿件是解释1723年的彗星（No．282，1724）。他是应用牛顿计算彗星轨道方法的先驱人之一，他对这一颗及以后几颗彗星成功地运用了牛顿方法。然而，他对天文学的最重要贡献是，在探索因地球轨道运动引起的恒星周年视差时得到了一些副产品，尽管这探索本身没有成功。

长期以来人们就已认识到，如果检测到这样的视差，那将是对哥白尼假说的一个强有力的佐证。然而，在布莱德雷以前，尚未有人能够证实这一效应，尽管其间有过一些虚假的征候。1669年，胡克曾决心观测天龙座γ星的视差。一个伦敦观测者看来，这颗恒星几乎从天顶通过中天，因此它的子午高度实际上不受折射影响。但是，胡克从他的观测推算出数值很大的视差，令人难以置信。五十年后，一个住在丘的富有的业余天文学家塞缪尔·莫利纽克斯（1689—1728）决心再来研究一下这颗恒星，并为此请当时第一流仪器制造家乔治·格雷瓦姆专为他制造了一架望远镜。这架望远镜主要适用于观测经过中天的天龙座γ星，并可精确地测量其子午高度因视差可能产生的微小变化。布莱德雷是莫利纽克斯的朋友，与他一起进行从1725年12月开始的观测。

周年视差对天龙座γ星视在位置的影响，应引起其子午高度在一年期中在一平均值的上下浮动，其中在十二月和六月对平均值偏离最大。布莱德雷和莫利纽克斯发现，实际上，这颗恒星的位置表现出周年变动。但是，他们不能将这归因于视差，因为他们发现，这恒星在三月处于最南位置，九月处于最北位置，而十二月和六月则处于其平均位置。布莱德雷和莫利纽克斯在试图解释这颗恒星的这种出乎意外的行为时，起先怀疑他们的仪器。但是检查结果证明仪器是令人满意的。于是，他们想到，这可能是地轴的一种章动的结果：章动应使与天龙座γ星相对的天极那一侧的一颗恒星发生大小相等、方向相反的振动。于是，他们从莫利纽克斯的望远镜所能观测到的少数几颗这样的恒星中选择了一颗进行观测，以验证这一假说。结果发现，这颗恒星表现出周年振动，其相位与假说是一致的，但其振幅却太小。

布莱德雷现在认识到，必须扩大他的观测范围，包括尽可能多的恒星。因此，他让格雷厄姆为他在旺斯特德建造一架同莫利纽克斯相似的望远镜，但扫视范围较广，能使弗拉姆斯提德的新星表中有大约二百颗可在经过中天中被观测到。他希望用这架仪器（它在1727年八月制成）同莫利纽克斯进行对比观测；但是，由于那位丘天文学家不久便去世了，因此这种观测从未做过。

布莱德雷通过扩大观测，得以推出一条一般规律：恒星在上午或下午六时通过中天时，表现出最大的位移；它们在白昼通过中天的整个期间缓慢地向南移动，而夜间通过时则向北移动。及至1728年末，他已成功地用光速与地球轨道运行速度成一有限比的事实解释了这现象。他写道：“因为我发觉，假如光的传播需要时间，那么，当眼睛静止时，同眼睛朝眼睛与一个固定目标之连线以外的任何方向转动时相比，这目标的视在位置是不一样的；当眼睛在不同方向上转动时，目标的视在位置也将不同。”

“我以下述方式来考虑这个问题。设想CA是垂直地落到直线BD之上的一条光线；于是，若眼睛静止在A点，则不论光线的传播是费时的还是即时的，目标都必定出现在AC方向上。但如果眼睛从B移向A，并且光线的传播是费时的，其速度与眼睛速度之比等于CA与BA的比；那么，当眼睛从B移动到A时，光就从C运动到A，眼睛在B时，借以识别目标的光微粒在C，当眼睛运动时，这微粒便到达A。连结B、C两点，我设想，线CB是一根其直径只允许通过一个光微粒的管子（与线BD成倾角DBC）。于是，不难明白，如果C处的那个光微粒（当眼睛运动而到达A时，借助这微粒一定能看到目标）与BD成倾角DBC，则它将通过管子BC，并伴随眼睛从B运动到A；如果这微粒与BD成任何其他倾角，则它就不能到达眼睛，而处于这根管子后面。……虽然一个目标的真实或实际位置因此与眼睛运动的路线垂直，但其可见位置却不如此，因为这位置无疑必定处在这管子的方向上；然而，真实位置和视在位置之间的差别（其他条件相同之下）或大或小，取决于光速与眼睛运动速度之比的大小。……如果光的传播是费时的（我想，这一点是当代大多数哲学家容易接受的），则由前述考虑显见，一个目标的真实位置与可见位置之间将总是存在差别，除非眼睛直接朝向或背向这目标运动。在任何情况下，这目标的真实位置和视在位置夹角的正弦，同这目标和眼睛运动路线所成可见倾角的正弦之比，都将等于眼睛速度与光速之比。”（S.P.Rigaud编：Miscellaneous Works and Corrspondence of the Rev.James Bradley，Oxford，1832，pp.6—8。）

布莱德雷对今天所称的“光行差”的发现，载于他在1729年呈交皇家学会的一篇论文，这篇论文发表在《哲学学报》第三十五卷上，而刊物标的时间挪前到1728年。论文未叙述他如何作出这假说。汤姆森在他的《皇家学会史》（History of the Royal Society）（第346页）中讲了一则故事，从而填补了这一空白。这个故事应当认为是真实的，可以录引在这里作为说明类比提示假说的价值的一个有趣例子。故事说，布莱德雷“一次与人结伴在泰晤士河上乘船游乐。他们所乘的帆船上有一根桅杆，桅杆顶端有一个风向标。当时刮着和风，他们沿河来回航行了很长时间。布莱德雷博士注意到，船每次掉转头时，桅杆顶上的风向标都要移动一点点，好像风向改变了一些似的。他默默地观察了三，四次；最后，他同船员谈起了这件事，表示对船每次掉转头时风向都这么规则地改变感到惊奇。船员告诉他，并不是风向变了，风向看上去好像改变，是由于船改变了方向，并告诉他，任何情况下都是这样。这次偶然的观察使他得出结论：那个使他如此大惑不解的现象，是由于光和地球运动合成的结果。”

光行差对任何恒星的视在位置的影响，可以根据光速、地球轨道速度和恒星显现方向与地球运动方向之间夹角等的知识计算出来。反过来，布莱德雷在测出了光行差的效应之后，然后得以推算出光速的值。根据他的假说，他证明，每颗恒星都必定看来年年在天球上画一个小椭圆，椭圆长轴与黄道平行，长约四十秒，其离心率则视恒星的纬度高低而定。

由于因地球轨道运动而产生的恒星光行差，每颗恒星的视在位置S每年在一与黄道平行的平面AB内，绕其平均位置画出一个圆PQ。这个圆在天球上的射影就是光行差椭圆PQ，而它在观测者O看来，是这恒星在一年过程中描绘出来的。

虽然一般恒星光行差现象的发现和解释应当归功于布莱德雷，但指出下述一点是很有意思的：在此之前这种效应的存在在一定程度上早已为勒麦所注意，据认为可能是由于光行差造成的北极星位置的周期性变动，也早已被皮卡尔和弗拉姆斯提德检测到。胡克误认为是视差的天龙座γ星的视在位移可能也是光行差的效应。

布莱德雷的第二项重要发现是地轴的章动。这是他长期研究恒星平均赤纬周年变化的结果。光行差解释了恒星视在赤纬的变动，而没能解释恒星平均赤纬的变化。这种变化在某种程度上可认为是岁差造成的，但并不完全是这个缘故，于是，他便寻求其他解释。

布莱德雷观测到，恒星赤纬的这些微小变化因它们的经度而异，也因月球在黄道上的升交点的位置而异。有鉴于此，他“猜想，月球对地球赤道部分的作用可能引起这些效应：因为，如果按照伊萨克·牛顿爵士的原理，岁差是太阳和月球对地球赤道部分作用的结果，月球轨道平面对地球赤道平面的倾斜在某一时间比另一时间高十度以上，那么，就有理由得出结论：整个周年岁差中那由月球作用而产生的部分在不同年份中数量也不同；然而，太阳所在的黄道面对地球赤道几乎总是保持同样的倾角，所以，太阳的作用所产生的那部分岁差可能每年都一样。由此可知，虽然太阳和月球共同作用产生的平均周年岁差为50″，但是视在周年岁差可能有时大于有时小于这个平均值，视月球轨道交点所处境况而定”（上引著作，p.23）。然而，布莱德雷经过进一步的研究后确信，为要解释所观测到的全部事实，“除了单纯岁差数量变化之外，还需要别的东西”（上引著作，p.24）。布莱德雷提议这样来说明这些现象：“设P代表赤极的平均位置，而真极以P点为圆心沿圆ABCD运动，此圆的直径为18秒。设E为黄极，EP等于赤极和黄极间平均距离。……假设P点绕E做匀速后退运动，以说明太阳和月球共同作用而产生的平均岁差，而真赤极绕P沿圆周ABCD也做后退运动，以月球交点周期即十八年七个月为周期。……设S为一颗恒星的位置，PS为通过它的赤纬圈，代表这恒星离平均极的距离，角γPS代表它的平均赤经。于是，假如赤纬圈截切小圆ABCD于O和R点，则真极在O点时将距这恒星最近，在R点时距这恒星最远；整个差距为18秒，即等于小圆的直径”（同上著作，p.26f.）。布莱德雷后来发现，“假设真赤极绕P点运动的轨道不是圆，而是椭圆……如果位于AC方向上的横截轴为18秒，其共轭轴BD长约为16秒”（同上著作，p.36），这个假说就更能与观测结果相符。布莱德雷在对有关事实研究了大约二十一年之后，于1748年初告诉皇家学会，说他得出了一个结论：这极在天球上绕它的平均位置画一个小椭圆（Phil.Trans. ，Vol.Ⅹ L Ⅴ）。

布莱德雷没有考虑太阳的章动，它周期很短（六个月）而且很小，他也未试图对月球章动作深入的力学研究。然而，这一问题其后不久便主要由达朗贝尔、辛普森和欧勒进行研究，他们的理论研究进一步表明地球极轴的运动尚有一些未被注意到的复杂性。

布莱德雷在他的全部研究中都没有发现视差的迹象，而这是他进行探索的主要目标，他断言，一般说来，视差不会超过二弧秒。然而，光行差从它自己的角度为哥白尼体系提供了具有同样大价值的论据，因为它证实了地球在运动的假说。

当布莱德雷在格林威治天文台任职时，发现这座天文台已年久失修。他对仪器重新进行了调整，但仍觉得它们不能令人满意。1748年，他从政府获得了1000英镑，用以建造新的精密仪器。除了更新天文台的设备外，他还改进了观察凌日的方法以确定和计入所用仪器误差的方法。他同侄儿和少数几个其他助手一起辛勤工作，在1750和1762年间记录了约60000次观测，观测结果后来由贝塞尔作了整理。布菜德雷对月球的观测使他得以改善当时最好的月表，从而改良了当时海上测定经度所用的方法。他的其他较次要的研究还包括：抛光反射望远镜镜面的试验；同其他纬度处的观测者合作研究秒摆的长度；编制比较准确的折射表。他的影响还在相当程度上促进了英国于1752年采纳新历法。

英国以外，布莱德雷时代对观测天文学作出极其重要贡献的是法国天文学家拉卡伊。

尼古拉-路易·德·拉卡伊（1713—62）最初是神学院的学生，但他后来对天文学着了迷，到巴黎天文台的雅克·卡西尼那里当一名助手。在这里以及后来在马札兰学院当数学教授时，他都使用以自己有限的财力所能置办的仪器进行天象观测，并撰写了许多著作和论文。拉卡伊工作的精确度超过了当时的水准；德朗布尔曾说他是“un savant qui sera à jamais l’honneur de l’Astronomie française”〔“法国天文学将永远引为骄傲的一位学者”〕。但是，他生性谦虚而又正直，因而得不到提升的机会；过度的劳累使他在四十九岁时便死去了。拉卡伊起初主要致力于广泛的勘测作业和子午弧的测量。这是那一时期法国正在进行的两项工作。后来他率领科学院派遣的一支科学考察队于1750年赴好望角，远离法国约四年时间。（参见他的Journal historique du Voyage fait au Cap de Bonne-Espérance，Paris，1763.）在好望角期间，拉卡伊继续了哈雷所开创的探索南部天空的工作。大约观测了10000颗星，但实际其中只有1942颗星的位置被整理收入他的《南方星表》（Stellarum australium Catalogus）（Coelum australe Stelliferum，Paris，1763）。拉卡伊还观测了许多新的星云和星团。他测量了好望角和毛里求斯的重力加速度。他还同欧洲其他观测者联合对火星和金星进行观测。对比这两组观测资料，推算出了这两颗行星以及太阳的视差，不过这些结果没有超过里歇于1672年作的观测。拉卡伊编制的大气折射修正表是十八世纪最好的表之一，它把所有天体的视在高度都增加了一些，越接近地平线的天体，增加越多。这个表系根据在巴黎和好望角对一些选定的恒星共同进行观测的结果制定（Mém.de l’Acad.des Sc. ，1755）。他把在适当的压强和温度的范围内，应当加于任一给定高度上的平均折射的相应修正值列成表。拉卡伊在他生涯的末期，发表了一份包括两半球大约四百颗最明亮恒星的星表（Astronomiae Fundamenta，Paris，1757），这是在布莱德雷星表之前最精细的星表。事实上，拉卡伊后来用他的中星仪所测定的伴星位的精确度，要高于同时代其他观测者测定的基本星位。在彗星轨道的计算方面，他花费了相当精力。他还积累了大量太阳观测资料，包括在南半球得到的一系列宝贵资料，那里在冬季太阳位置最适合于观测。这些资料成为他的《太阳表》（Tabulae Solares）（1757—58年）的基础。

在此我们还必须提到他的一位同胞和合作者，这就是拉朗德。

约瑟夫热罗姆·勒弗朗塞·德·拉朗德（1732—1807）从当律师开始他的生涯，但在P.C.勒莫尼埃引导下走上研究天文学的道路。他被巴黎科学院派到柏林，用一架五英尺象限仪同当时正在好望角的拉卡伊联合进行观测。所以选择柏林，是因为它比当时欧洲任何其他天文台更接近好望角的子午圈。拉朗德在柏林结识了欧勒和莫泊丢。他的观测结果后来发表在科学院的《备忘录》（Memoires）上，他旋即当选为它的院士。

拉朗德对天文学的贡献包括：用一架焦距18英尺的量日仪测量了月球的角直径；（用克勒洛的方法）研究了因行星间互相吸引而产生的行皇运动不均衡性；1759年发表了哈雷的行星和彗星表，并附带说明那年返回近日点的哈雷彗星的来历。然而，他最著声望的，是作为到那时为止一本内容最广泛而又最通俗的天文学著作的作者。他的《天文学》（Astronomie）一书初版于1764年，后来再版了多次，及至1781年，已成为四大卷的巨著，最后一卷几乎全部论述潮汐问题。前三卷对到当时为止天文学研究的几乎每一方面都作了高度概括，包括对天文仪器和技术、天文测量和计算、行星理论和宇宙论等方面的论述。

1762年布莱德雷去世后，纳塔尼尔·布利斯当选为“皇家天文学家”。由于布利斯夭折，又由内维尔·马斯基林（1732—1811）于1765年接任。他是布莱德雷的朋友，曾于1761年参加了一次赴圣赫勒拿岛的科学考察，去观测哈雷所预言的金星凌日。几年之后，为了试验哈里森的新式时计，他旅行去巴巴多斯。在格林威治，他主要从事对太阳、月球和行星的观测，借助经他以极高精确度测定过的有限几个恒星位置，定期记录它们的位置。他对创刊《天文年鉴》（Nautical Almanac）（1767年）作出了贡献，并且是它的最早督修人。

马斯基林曾作过一次测定地球质量或平均密度的有趣尝试。为此，他测量在一座山附近的一条铅垂线的偏转，这山对铅锤的水平拉力可与地球的向下拉力进行比较。布格埃1740年前后在秘鲁测量一条子午弧时发现，他的铅垂线由于受钦博拉索山吸引而偏转约8秒。他得到了对地球和这山的相对密度的估计数值。这种估值已证明是根本不对的：但是，这一尝试激励马斯基林三十年后在珀思郡的希哈莱昂山附近作类似的研究。这是一座花岗岩山峰，高3547英尺。马斯基林之所以选中它，是因为它山势陡峭，形体规则。1774年作观测而进行的这项研究的原理示于图41。A和B是所选定的两个观测站，一个在山的南边，一个在山的北边。从每个观测站仔细测量一些选定的恒星的子午天顶距，得出A、B两地的视在纬度差约为55秒。这个差值中，约为43秒的部分可归因于A、B两地的地理纬度差，因为从勘测中知道，取决于地球的曲率和A、B两地的间距（如由勘测作业可知）。剩下的约12秒的差值则起因于铅垂线受山吸引而从AP、BP′方向（假设那里无山时，铅垂线本来应取的方向）偏向AQ、BQ′方向。偏转程度即量度了地球和山的相对质量，这样便可粗略计算出地球的平均密度。为此目的，马斯基林和数学家查尔斯·赫顿合作，在计算中把山的体积、山的构成物的密度以及山各部分和两个站的距离都考虑到，所得到的最后结果是：地球的平均密度约为水的 倍（Phil.Trans. ，1775和1778）。

亨利·卡文迪什于1797—98年间对地球密度进行了比较精确的测定。他采用了约翰·米歇尔早先提出的方法，后者还设计了所必需的装置。这方法应用一种扭力天平，而这种天平似乎是米歇尔独立发明的。

这种装置主要包括两只小铅球，它们由两根短金属线悬挂在一根木梁的两端，木梁在其中点处由一铜纽丝悬吊起来，整个装置放在一个密闭的盒子里，以免受气流影响。这木杆的方向可用一根固定标尺和游标确定，通过望远镜在木梁两端观察读数。在密闭盒子外面再放两只大铅球，使它们分别在木梁两侧靠近小铅球，以便藉它们的吸引而使木杆转动一个可加以测定的角度。然后，把每个大铅球都移到梁的另一侧，以使梁按相反方向转动，再读出转动角度。这两组读数之差的一半，便给出这些球体相互吸引而产生的平均偏转。在每种场合，这系统均在因球体吸引而产生的一个力偶，和因铜丝的扭转而产生的、且与铜丝扭转角度成正比的一个回复力偶的结合作用下，处于平衡状态。列出这两个力偶的表达式，使它们相等，便可用实验中很易得出的数据来表达地球的平均密度。这些数据中，包括悬吊金属丝的扭转常数，它可以用这系统的转动惯量及其扭转振动周期来表达，而后者可以通过一个辅助实验测得。于是，代换这几个量，便得出地球平均密度，它为水的密度的5.488倍（Phil.Trans. ，1798）。

对地球平均密度的精密测定应归功于C.V.博伊斯教授（记叙载于Phil.Trans. ，1895），这实验乃以卡文迪什实验的原理为基础，他所给出这个量的值为5.5270。

弗里德里希·威廉·赫舍尔（在加入英国国籍后，他更以威廉·赫舍尔的名字著称于世）于1738年11月15日生于汉诺威。他出身一个旧式德国家庭，乃父伊萨克·赫舍尔是汉诺威军队的一名双簧管吹奏手。威廉有许多兄弟姊妹，其中妹妹卡罗琳（1750—1848）对他后来的生涯起过重要作用。这个家庭很穷，但孩子们都受到良好教育，特别是在音乐方面。所以，赫舍尔刚满14岁便随父亲参加了父亲的那个汉诺威禁卫军的乐团。十七岁时，他曾在驻英国的团里短期供职，他在那里结识了很多人，他们后来都帮助过他。这个团返回汉诺威后，参加了“七年战争”中的一些重大战役。这时，赫舍尔已到服兵役年龄，但他不愿当正规士兵，遂退出军乐团，与他弟弟雅各布一起于1757年来到英国，以音乐家身份谋生。起初，他艰苦奋斗，谋得了一系列当乐队指挥或音乐会主持人的职位，这样一直到1766年。这年，他就任巴斯的八角小教堂的风琴手。几年以后，他把妹妹卡罗琳接到英国来一起生活。

大约就在这个时候，赫舍尔开始对天文学产生了兴趣。孩提时代他曾在家里跟父亲学会辨认一些主要星座，但现在他从罗伯特·史密斯的《光学大全》（Compleat System of Opticks）（1738年）中获得了比较系统的知识，并决心自己动手做一架望远镜。他最初的仪器是折射望远镜，其透镜是他买来装入镜筒的。其中最大一架有30英尺长；但是，这些望远镜显得太笨重了，于是他便转向制作比较小巧的反射望远镜。所需的镜片是很昂贵的，于是赫舍尔便按照史密斯书中的说明，自己动手磨镜片。在他妹妹帮助下，到1774年，他终于制成了一架焦距5.5英尺的牛顿式反射望远镜。在漫长乏味的磨镜工作过程中，他妹妹给他读书，有时甚至喂他饭吃。赫舍尔利用这一架反射望远镜和后来制作的几架焦距更大的望远镜，着手观测月球和行星。后来，他对整个可见天空都进行了勘测。伽利略曾提出，为了检测恒星视差，可观测彼此靠近的两对恒星相对位置的周期性变化，其中一对比另一对明亮，因而更接近观测者。他对伽利略的这个建议留下了深刻印象。为此，他开始寻找适宜的星对，并发表了一系列这样的星表。在这个勘测过程中，他曾作出一项给他带来声誉的重要发现，这使他脱离了自己的职业。1781年3月13日，他注意到金牛座中一颗“星云状恒星或者彗星”显现出一个明显的圆盘。几天以后，他发现，它相对周围恒星显著移动。这时他仍认为，这是一颗彗星；但是，在格林威治也观测到它的“皇家天文学家”马斯基林认为，它可能是土星的一颗外行星。在积累了充分的观测资料，足以测定它的轨道以后证明它的确是这样一颗行星。这是这颗行星即天王星在历史上首次被发现。它的发现为赫舍尔赢得了皇家学会会员的身份和皇家学会的科普利勋章，而更荣幸的是，他的工作引起了国王乔治三世注意，国王接见了他，并于1782年封他为“御前天文学家”，年俸200镑，条件是他迁居到温泽附近的地方，专门从事天文学。他先定居在达奇特，但不久就迁到斯劳。他在那里居住了四十年，过着一种表面看来很平凡的生活，直到1822年8月25日将近84岁时去世。卡罗琳·赫舍尔主要因为在与兄长威廉近五十年的合作中，帮助做文书工作这种献身精神而为人们怀念，但是，她自己还作为一个观测者，因发现了八颗彗星和许多前人不知道的星云而享有盛名。

图45—赫舍尔的40英尺反射望远镜

赫舍尔迁居斯劳以后不久，便开始建造他那最大的望远镜——焦距40英尺的巨型反射望远镜（图45）。他耗资4000镑，在十个助手协助下，花了四年时间制成它。1795年的《哲学学报》（pp.347—409）上载有关于它的详尽说明。按照他的说法，它是“前视式”，而现在称之为“赫舍尔式”。他写道：“它的观察目镜的位置稍微偏离轴，但直接在前面，中间不插入一面小反射镜；同过去制造的望远镜相比，它的主要优点是给出几乎强一倍的光”（Catalogue of One Thousand new Nebulae and Clusters of Stars，Phil.Trans. ，1786，p．457ff. ，note）。由于观测者的头部要挡住一部分光线，所以，这种结构只适合于大型仪器，现在已很少见。望远镜的镜筒长39英尺4英寸，直径4英尺10英寸。镜筒由铁板焊接而成，不用铆钉。镜筒下端加以特别加固，以支承反射镜，并提供一个可让整个镜筒在其上面沿一垂直平面转动的支枢。仪器的复杂构架用来支承镜筒，使能借助适当的滑轮把镜筒抬高到直至天顶的任何高度，并使观测者便于接近目镜。整个构架安装在两组可在圆形砖墙轨道上滚动的滚轴上，这样，望远镜就可指向任何地平经度。观察台（望远镜正面可以看到）可容纳很多人；可从一道阶梯到达这观察台，并可停在任何所希望的位置上。还有一个平台，任何实际使用这望远镜进行观测的人都可使用。棚屋供记录观测（通过一根通话管告诉他）的助手和需要时移动望远镜的工人使用；参考书、钟表和辅助仪器也可存放在那里。总的来说，这架40英尺望远镜的工作是令人失望的，因为镜在将近一吨自重的作用下发生变形，而且很快便失去了光泽。整个装置移动起来也嫌笨重。

镜稍微倾斜，使入射光束经反射后形成的像能通过固定于镜筒上缘的一个目镜看见，所以，观测者背向观测目标

赫舍尔最出色的工作是用一架20英尺反射望远镜做出的。他在制作这种望远镜所用反射镜的技术上取得显著进步，并且做了几百面，自己用或者出售。经验使他逐渐知道，哪些金属化合物、哪些研磨铸件方法能给出最佳效果。

赫舍尔最早的科学论文是在短命的巴思哲学学会宣读的，论及了各种各样的问题，除了天文学和偶尔谈及的形而上学问题而外，还涉及了电、光、重力和“鲁伯特滴剂”，等等。他对天文学比较成熟的贡献主要记叙在1780到1821年的《哲学学报》刊载的论文里，大多是关于各种恒星问题。十七世纪，抛弃了古代关于恒星不动地固定在一个水晶球表面的教条，随之便产生了一个问题：那么，恒星在空间中是如何分布的呢？赫舍尔致力于解答这个问题。显然，恒星在天空的某些部分（例如在银河中）要比在其他部分更密集地聚拢在一起。从1783年起，赫舍尔开始用他所说的“恒星计量”对天空每一部分中恒星的分布密度进行定量测量。他有计划地把他的望远镜对准天空的一个又一个部分，计算望远镜每一位置上视野里他能看到多少颗恒星，这种计量总共做了上千次。在有些方向，他所使用的放大率平均每次只能看到一颗恒星；而另一些方向上，他能数到五百颗以上。赫舍尔尝试地假设，在每一方向上，恒星的视在聚集可以认为表明了这星系在那个方向上的广延。他还假设，恒星大都固有地具有同等亮度，因而一颗恒星的视在昏暗程度是对它与我们距离的量度。根据这些假设，以及作为他的恒星计量的结果，他得出结论：银河是一端开裂的恒星层，太阳处于稍微偏离其中心的位置。（参见Phil．Trans. ，1784，1785。）所以，银河系恒星看去像一个部分开裂的大圆投影在天球上。后来，他进而认为银河系形似一面凸透镜或一个小圆面包；他还设想，太阳处在把银河分成两半的平面上；这一结论得到了现代更精密的研究的支持。然而，赫舍尔认识到，有些区域中的恒星比其他区域中的更密集，因此，随着时间的推移他逐渐感到必须认识星团。起初，他把这些天体归类于他在计量作业过程中用望远镜看到的大量各种形状的星云；他认为，如有足够强大的望远镜，所有星云均可分辨为恒星。但是，后来他又得出结论，断言其中包括本质上不同的若干类型的天体，并试图找出从弥漫的不规则星云到盘状体、历经各种类型的演化序列，他认为盘状体可能生成恒星（图48）。关于我们现在称为“环状星云”的天体（我们从各个不同方面观察，它们看起来像透镜的样子），赫舍尔认为，它们是一些可与银河所包围的星系相比的“宇宙岛”。这个观点近年来又重新得到支持，尽管如赫舍尔似乎曾设想的那样，现在已认识到，环状星云大都不是已形成的恒星集合，而基本上是现仍在凝聚而生成恒星的气体团，在这个过程中其中有一些比另一些处于更高阶段。

由于认识到太阳属于恒星，而恒星又是具有固有运动的独立天体，赫舍尔便推断，太阳可能具有朝向天空某一点的固有运动。如果只有太阳具有这种固有运动，其他恒星全都相对于它们的平均位置静止不动，那么，随着太阳所趋向的那些星群逐渐疏散和太阳所退离的那些星群相应地聚拢，太阳的这种运动就将被揭示。实际上，恒星各自的固有运动使这个问题变得复杂。但是，如果这些运动是杂乱无章的，那么，可以期望，足够多的恒星最终会达到均衡，而因太阳运动而产生的视在位移便突现出来。

1783年，赫舍尔考察了仅十四颗恒星的固有运动，大致形成了关于“太阳奔赴点”的思想，1805年，他利用其固有运动已精确测量过的三十六颗恒星，得到了一个确定的结果。他得出的奔赴点位置在武仙座。借助赫舍尔所不具备的光谱数据，现代远为精密的测定，与他的结果大致相符，不过，奔赴点的精确方向是无法准确地测定的。（参见Phil.Trans. ，1783，1805—6。）

赫舍尔观测到大量双星，并把它们编成星表。由此可见，这么多相当明亮的恒星紧密重合，不可能纯属偶然。在许多情况下，双星的两颗星之间必定存在着某种物理联系。这就意味着，尽管每一星对的两颗星亮度不同，但距离却几乎相等，因而不适合于作视差测量。但是，赫舍尔生前已成功地表明，至少在若干星对的情况下，两颗分星互相绕转；在他去世之后，则证明了，两颗星这种绕一公共质心的运动符合于牛顿的万有引力定律，因而也就证明，这在地球和太阳系之外也是成立的。这就彻底推翻了亚里士多德学说：适用于地球的是一套规律，而适用于天空的则是另一套规律。当然，只有彼此离开较远的星对才能用望远镜分辨开来；这些星对的运行周期往往达数千年。但是，自从赫舍尔时代以来，在这方面分光镜又起到很大作用，利用它揭示出了许多周期仅数天的接近双星。

当然，赫舍尔根本不知道什么分光镜。然而，他却是星体光谱研究的先驱之一，因为他于1798年就曾透过装在他望远镜的目镜上的一个棱镜，观察了几颗一等星。他获得了这些恒星的光谱，注意到不同的恒星有不同的颜色占优势，但却忽视了吸收谱线。他在这方面的另一成就是，在太阳光谱的红外区发现了热射线（Phil.Trans. ，1800）。赫舍尔通过对太阳黑子的观测，得出了一个错误的结论：这些目标是围绕太阳的炽热大气中的裂隙，使我们得以看到一个中央黑暗球体（他想象那里可以居住），或者这球体的黑云保护层。赫舍尔进行的其他一些次要研究包括：月球上的山（他力图估计它们的高度）；行星绕轴自转的周期；发现了天王星和土星的一些卫星以及一些变星、彗星，等等。他还根据自己的观测，编制一些星表，它们给出了约3000颗恒星的相对亮度，这为后来对恒星亮度长期变化的研究作出了宝贵贡献。（参见威·赫舍尔：Collected Papers，2 Vols，1912；以及Lady Lubbock编：The Herschel Chronicle，Cambridge，1933。）

十九世纪天体物理学的一个重要分支的十八世纪先驱者之一是聋哑人约翰·古德里克（1764—86），他在二十二岁便去世了。古德里克注意到大陵五（英仙座β）星的光起伏的规则周期性，这星的变化性可能早为阿拉伯人所知道。在讨论这种现象的本质时，他写道：“关于这种变化的原因，如果现在就冒昧地作出哪怕一种猜测，或许不算为时太早，那么，我想，除非引入一颗围绕大陵五转动的大天体，或者它自身的某种运动，使它那带有斑点之类东西的部分周期地转向地球，否则，这种现象就很难解释”（Phil.Trans. ，1783）。这两种解释的前一个，H.C.沃格尔于1889年在波茨坦用光谱证据加以证实。

古德里克接着研究了天琴座β星的变化。它是现在明确规定的“食变星”类的又一个成员。他还研究了仙王座δ星的脉动，它是变星的另一重要类别——造父变星的典型星。

古德里克因这些研究而获得了皇家学会的科普利勋章。他在当选为皇家学会会员后仅两星期便夭折了。

（参见 A.Berry：A Short History of Astronomy，1898；R.Wolf：Geschichte der Astronomie，Munich，1877；E.Zinner：Die Geschichte der Sternkunde，Berlin，1931，H.Shapley和H.E.Howarth：A Source Book in Astronomy，New York和London，1929。）

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[1] 原文意为《关于诸天体的一般发展史和一般理论》，中译名亦作《宇宙发展史概论》。——译者