泛舟泰晤士河的收获

人们是这样测量恒星视差或距离的：

在图28中，S代表太阳，某一时候的地球位于E₁，6个月后它运动到了E₂。绝大多数恒星极其遥远，所以无论什么时候，它们的相对位置仿佛总是不变的，就像在一块无穷远的“天幕”上镶嵌着无数闪闪发光的宝石一般。这块天幕又叫“遥远星空背景”，在图28中用字母M表示。天幕上每颗星的方向仿佛都是不变的，它们可以很准确地被测定；因此，任何两颗星之间相距多大的角度也可以量得十分准确。

图28　一颗近星P在“天幕”（遥远星空背景）上的投影（P₁、P₂）和它的视差

图28中的P代表一颗比较近的星。从E₁处看，它仿佛在遥远星空背景上的P₁处；从E₂处看，它又好像在那块天幕上的P₂处。这两个方向之差异是∠E₁PE₂或∠P₁PP₂；就好像P₁处有一颗星，P₂处又有一颗星一般。因为测量两颗星之间的角度是不难办到的，所以我们能够得知∠E₁PE₂的大小。它的一半，即∠E₁PS或∠E₂PS，叫作恒星P的“周年视差”，通常也将它更简单地直接称为恒星的“视差”。容易看出，视差也就是站在恒星处观看到的地球轨道半径所张开的角度。显然，越近的恒星，视差就越大；恒星越远，视差就越小。已经讲过，最近的恒星是半人马α，它的视差是0.76″，比任何其他恒星的视差都大。

一枚1元硬币的直径是2.5厘米。将它放到100米以外，我们看到它张开的角度是51.6″。这个角，比0.76″要大67.8倍；将1元硬币放在5千米以外，它对我们的张角减小到1.03″，这还比0.76″大了35%。

对于近星，可以测出∠E₁PE₂的大小，也就是可以测出该星的视差。在△SPE₁（或△SPE₂）这个直角三角形中，既然已经知道视差角的大小以及一条直角边SE₁（或SE₂）的长度——它正是前面已经求出的一个天文单位之长，我们就可以立刻算出P这颗近星的距离了。

然而，要实际测量这么小的角度，技术上的困难是极大的，即使对于最近的恒星，也好像测量几千米外的一枚硬币的直径那么难。对于哈雷那个时代的仪器而言，这是完全不能胜任的。

哈雷的同时代人、爱尔兰天文学家莫利纽克斯（Samuel Molyneux，1689—1728）做了这样的尝试：1725年，他在伦敦郊外自家的地产上安装了一架透镜直径9.4厘米、长7.3米的折射望远镜。它笔直地竖起来，活像个大烟筒。当天龙γ星从天顶附近经过时，它就会进入望远镜的视场中。望远镜固定得非常好，在镜筒中成像的焦平面上安装着一组极细的“叉丝”，可以用来很精密地确定星像越过它们的位置和时刻。

莫利纽克斯由于过多的政治活动不得不经常放弃观测，他那位年轻的合作者布拉德雷则始终坚守岗位。布拉德雷从1725年12月14日开始做一系列观测，到12月28日他就注意到天龙γ星的位置已经稍稍向南偏移了。

布拉德雷喜出望外，紧紧追随着这颗星毫不懈怠。日复一日，月复一月，只要夜空中这颗星进入望远镜的视野，他就记录下它的方位。天龙γ星继续朝南移动，然后又回向北方。一年中，它来回摆动了40″。

这不是视差吗？很像，然而却又不是视差。因为，恒星视差是由于地球绕太阳运动而造成的，所以恒星应该在12月份时处于最南面，而布拉德雷观测天龙γ星的结果却是它在3月份最偏南。1727年，布拉德雷又竖起一架较小的望远镜，也发现了类似的摆动。但是直到1728年，他还是无法解释自己的观测结果。

我们还记得，在前文谈到测量火星的视差时，布拉德雷这个人物已经出场了。他在青年时代即以自己的数学才能赢得了牛顿和哈雷的友谊，并于1718年入选英国皇家学会。在天文学上，他的主要志趣正是测量恒星的视差。1728年，布拉德雷有一次泛舟于伦敦的泰晤士河上，注意到桅顶的旗帜并不是简单地顺风飘扬，而是按照船与风的相对运动变换着方向。他意识到，这种情况与你打着伞在雨中行走时是一样的。如果你将雨伞垂直地撑在头上，你就会走进从伞上往下滴的雨点中。但是，只要将雨伞稍稍朝你前进的方向倾斜些，那你就依然能保持干燥。你走得越快，雨伞就必须往前倾斜得越厉害，雨滴的下落速度与你行进的速度之比决定雨伞应该倾斜的程度（图29）。

图29　雨中的行人觉得雨滴是倾斜地往下落的

布拉德雷找到了天龙γ星位置偏移的正确解释，他在写给哈雷的信中说道：“我终于猜出以上所说的一切现象是由于光线的运动和地球的公转所合成的。因为我查明，如果光线的传播需要时间的话，一个固定物体的视位置，在眼睛静止的时候，跟眼睛在运动，但运动方向却又不在眼睛与物的连线上时，将有所不同；而且，当眼睛朝各个不同方向运动时，固定物体的视方向也就有所不同。”换句话说，布拉德雷已经清楚地意识到：在这里，天文学家的望远镜是“伞”，而恒星射来的光线则是“雨点”，在行走的那个人便是我们的地球。望远镜必须像雨伞一样朝着地球前进的方向略微倾斜，这才能使星光笔直地落到它的镜筒里，布拉德雷把这个倾斜角度称作“光行差”（图30）。

图30　光行差的产生：如果观测者是静止的（左），那么他看到的星光入射方向就是星光前进的真正方向；如果观测者沿横向AA′移动（右），那么他就会觉得星光是由AB′（或A′B）方向射来的

1728年，布拉德雷又发现，恒星的位置还有一种比光行差更细微的变化。他推测这可能是月球引力的影响使地球的自转轴发生了颤动。布拉德雷称这种颤动为地轴“章动”，经过20年的观测研究，他终于证实了上述判断，并于1747年底宣布了这一发现。

布拉德雷还是没能发现恒星的视差，这超出了他那些望远镜的能力，因为视差是一种比光行差还要小得多的位移。但是，光行差的发现也有其历史功勋。首先，假如地球静止不动的话，就不会出现光行差。因此，它清楚地证实了地球确是在绕太阳公转。其次，光行差的大小取决于地球运动的速度与光速之比，因此根据光行差的数值可以推算出光线行进的速度。最后，光行差既然已被发现，人们就可以在天文观测中扣除这种位移，于是就有可能真正探测到由恒星视差造成的更小的位移了。只是又过了100多年，人们才好不容易勉强做到了这一点。

1742年，哈雷亡故，布拉德雷受命为第三任皇家天文学家。据说他断然拒绝了增加薪俸，因为倘若皇家天文学家的职位太有利可图，那么真正的天文学家就很难获得任命了——俸禄太丰厚的职位将会被善于钻营之徒所窃据。