18世纪天文学的特点

18世纪天文学的发展

18世纪是经典天文学蓬勃发展的时代．所谓经典天文学是指天体测量学和天体力学．天

体测量学主要是研究和测量天体的位置和运动的，它是天文学中最先发展起来的一个分支，

可以说，早期天文学的内容就是天体测量学．天体力学是研究天体运动和形状的科学，它是

在天体测量学的基础上发展起来的．开普勒提出的行星运动三定律，为天体力学的建立创造

了条件．牛顿提出的万有引力定律则奠定了天体力学的基础．

18世纪，天体测量学和天体力学密切配合，相辅相成，依靠观测太阳、月球和行星的

大量资料和天体力学的研究方法，总结出太阳系天体的运动和力学关系的理论．18世纪天

文学的主流是为了制定历法和航海的需要而进行的精密的子午线观测、月球运动的观测和日

地距离的测定等，所以天体测量学占主导地位．但在18世纪末，天体力学取得了与天体测

量学并肩的地位．

这个时期天文学的另一特点，是国立天文台的设立．为了航海的需要，法国首先于1671

年设立了巴黎天文台，英国也不甘落后，于1675年设立了格林威治皇家天文台．后来俄国

的普尔科沃天文台、美国的华盛顿海军天文台也相继建成．

天文学的发展在天文工作者身上也有反映．从事天体测量工作的，主要是以天文台为基

地的专业天文工作者，而天体力学则主要由数学家们承担．

弗兰斯提德星表

17世纪后半叶，法国是实测天文学的中心，而英国则是天体力学的策源地．到了18世

纪，情况正好相反，实测天文学在英国盛行．而天体力学则在法国发展起来．

在航海天文学上发挥最大作用的是英国格林威治天文台，它是奉英王查理二世的命令建

立的，首任台长是弗兰斯提德（公元1646-1719年）．此人不善理论，专心实测．由于他编

制的星表非常精密成为后人参考的蓝本，所以他在天文学史上占有一席之地．他的星表发表

于1712年，取名《英国天文志》．1725年修订再版．1729年，出版了这份星表的星图，共

载星2866颗．弗兰斯提德花费了近30年的心血，在极端困难的情况下，独自完成了这项艰

巨的工作．赫赫有名的第谷星表平均误差在2分以内，而弗氏星表的平均误差不到10秒．直

到今天弗氏星表仍然是考察18世纪初天体现象最有价值的文献．

南天的第谷——哈雷

格林威治天文台的第二任台长是哈雷，他比弗兰斯提德小10岁，于17岁进牛津大学．他

19岁时发表文章指出开普勒的某些错误．21岁那年他毅然放弃获得学位的良机，决心去测

定南天星辰的位置．他在父亲的支持下，携带一具半径为1.5米多的六分仪和一架镜身长7

米多的望远镜，搭乘东印度公司的航船，来到南大西洋的圣赫那岛，建立了一座临时天文台，

一年之内便作成第一个南天星表，包括381颗恒星的方位，发表于他回国的1678年，这些

成就使他在22岁便享有盛名了，人们称他为“南天的第谷”．

1679年哈雷去但泽，与波兰天文学家赫维留（公元1611—1687年）合作．1680年去巴

黎与法国天文学家卡西共事，他与卡西尼一道观测那年出现的一颗大彗星，从而引起他对彗

星研究的浓厚兴趣．

1684年哈雷与牛顿一见如故，成了牛顿的学生和挚友，数年切磋，受益颇多．1704年

哈雷担任牛津大学的数理教授．他致力于彗星运行轨道的研究，应用万有引力定律，把所有

能找到充分观测资料的彗星的轨道根数—一推算出来，1705年发表《彗星天文学论说》一

书，阐述了从1337年到1698年观测到的24颗彗星的轨道．他发现1531年阿皮昂观测的、

1607年开普勒观测的以及1682年哈雷自己观测的3颗彗星的轨道十分相似，它们过近日点

的时间分别是：1531年8月、1607年10月和1682年11月．它们的日期间隔虽然有76年

2个月和74年11个月的差别，但哈雷认为这可能是由于土星和木星的引力对彗星运动的干

扰所引起的．他预言这颗彗星将在1758年底或1759年初再次归来，这颗彗星果然如期而来，

可惜哈雷已于1742年故去．人们为了纪念他的功绩，把这颗彗星命名为“哈雷彗星”．

1716年哈雷曾经建议观测金星凌日（即金星过日面现象）来测定太阳的距离．但到实

测之时哈雷却不能亲身观测了，因为最近的两次金星凌日是在1761年和1769年．但是，哈

雷的建议还是实现了，而且成为测定太阳距离的一个好办法．

1718年哈雷还发现了一个重要现象：恒星自行．哈雷把在圣赫勒岛测定的恒星方位与

喜帕切斯和托勒密的观测加以比较，发现至少有3颗非常明亮的恒星——天狼星（大犬座）、

大角星（牧夫座）和毕宿五（金牛座）的位置，都和希腊人的报道离得很远，共中一颗竟达

30分之多．即使希腊人只凭肉眼观测，也不会有这么大的误差，也不可能是笔误，因为好

几位希腊天文学家（他们是独立进行工作的）报告的位置全都一样．第谷星表比希腊人的星

表要精确得多，在第谷星表中，那些恒星的位置与哈雷的发现比较一致，然而，即使这样，

天狼星在第谷以来的一个半世纪内也稍有偏移．于是哈雷做出结论说：归根到底，恒星并不

是固定的，而是有它们自己的“自行”．自古以来，人们总以为恒星是固定在天球上的，哈

雷终于彻底打破了这个“恒星天球”．他的这一发现在恒星天文学上开辟了广阔的园地．

月亮运行的长期加速现象是哈雷的又一重要发现．这个发现从表面上看与牛顿的定律是

矛盾的，因此曾引起轩然大波，直到一个世纪以后，拉普拉斯才指出这是一种长周期的差数，

加速阶段过去以后将有一个减速阶段接踵而来．

光行差的发现者布拉得雷

英国格林威治天文台的第三任台长便是詹姆斯·布拉得雷（公元1693-1762年）．作为

一位伟大的天文学家，他不仅测定了许多恒星的方位，而且还做出了两项重要发现——光行

差和章动．

1693年３月，布拉得雷生于英国格洛特郡的舍伯恩．21岁毕业于牛津大学获得学士学

位，24岁获硕士学位．布拉得雷的舅父榜特是舍伯恩修道院的院长，长于天文，布拉得雷

跟随观测，对天文学产生了非常浓厚的兴趣，进而深入钻研，并于1715年和1718年发表了

两篇天文学论文，从而声名大震．1718年被选为英国皇家学会会员．1721年任牛津大学天

文学教授．但仍然可以住在舍伯恩从事天文观测．1742年继哈雷之后担任格林威治天文台

台长．但他的主要发现是在舍伯恩做出的．

虽然人们在应用牛顿和开普勒定律时，可以把行星的运动解释得很完善，但是哥白尼的

理论中还有一个困难问题没有得到解决，这就是恒星的周年视差．所谓视差指的是观测者在

两个不同位置观看同一天体的方向差，它可以用观测者的两个不同位置的距离（又称基线）

在天体处所张的角来表示．周年视差是地球绕太阳周年运动产生的．自从哥白尼提出日心体

系以来，许多人试图发现恒星的周年视差，但都没能成功，以致有些人对哥白尼学说的正确

性持怀疑态度，这其中就包括大名鼎鼎的天文学家第谷．因此牛顿以后的150年中，有更多

的天文学家研究恒星视差，尽管这种努力到了19世纪上半叶才成功，但在探索的过程中却

获得了几项重大发现，其中两项归功于布拉得雷．

1725～1726年布拉得雷对天龙座γ星做视差测量时发现，这颗星对天球上的坐标真的

有一种移动，只是移动的方问与视差的移动方向不相吻合．因为恒星视差是地球绕太阳运动

造成的，所以恒星应在12月份最偏南，而布拉得雷的观测结果却是3月份最偏南，这是为

什么呢？直到1728年布拉得雷仍百思不得其解．

那一年，有一次他航行在泰晤士河上，发现桅顶的旗帜并不简单地顺风飘扬，而是按船

与风的相对运动而变换方向．布拉得雷想到，这种情况与人撑伞在雨中行走时的情形一样，

如果将雨伞垂直地撑在头上方，雨点就会滴在人身上，如果将伞稍稍向前倾斜，人就不至于

淋雨了，而且人走得越快，雨伞就必须向前倾斜得越厉害．

天文学上的情况与此极为相似．光从某颗恒星沿某个方向以某个速度落到地球上，同时

地球以另一个速度绕太阳运转．望远镜就像雨伞一样，必须朝地球前进的方向略微倾斜，才

能使光线笔直地落到透镜上．布拉得雷把这种倾斜角度称为“光行差”．布拉得雷在给哈雷

的长信当中向皇家学会报告了他的这一发现．

光行差的发现无疑是很重要的．首先，它同视差一样，明确地证实了地球的确是在绕太

阳运转．其次，在实际观测中人们可以消除光行差位移，从而真正探测到视差造成的偏离现

象．

布拉得雷的第二大发现是地球的章动．这是进一步观测光行差的结果．布拉得雷把光行

差的效应算入观测结果以后，发现天体与天极的距离仍然有一点细微的变化．天球各处恒星

的这种变化分布规律使他想到，这可能是由于月球对地球赤道隆起部分的吸引而使地轴产生

摆动造成的，他把这种效应叫做“章动”

布拉得雷晚年竭尽全力编制一个庞大的星表，记载他在最后12年所做的对六万多颗天

体的观测．这份星表对研究近代恒星自行有很高的价值．

测量地球

由于人们承认日心体系，又因天体距离测量的需要，人们迫切地想知道地球的大小．17

世纪法国的皮卡尔曾在巴黎北面的经度圈上，精密地测量了一段弧的长度，定出了地球的直

径，从而帮助了牛顿万有引力定律的建立．

18世纪以来，人们又努力去探讨地球的扁平形状问题．牛顿曾从理论上推测，地球的

形状是两极较扁而赤道部分突出．他指出赤道的突出部分正是形成岁差的原因，因为岁差就

是由于太阳对于赤道突出部分的摄动引起的．牛顿的看法遭到了法国学者的反对．1683～

1716年巴黎天文台首任台长卡西尼实测了巴黎天文台到法国南部佩尼扬之间的子午线长

度，在这同时，卡西尼的儿子雅克·卡西足实测了巴黎天文台到法国北部敦刻尔之间的子午

线长度，发现南段子午线一度的长度比北段稍长，从而得出与牛顿完全相反的结论，即地球

不是两极方向扁缩，而是外凸．这样，关于地球的形状，在伦敦认为是桔子，而在巴黎却把

它想象成一个西瓜．

这个争论从17世纪末开始，一直延续了半个世纪之久．为了弄清真相，法王路易十四

授权巴黎科学院派遣两个远征队，再次进行实测．一队由大地测量学家果丹、布盖和拉孔达

恩率领，前往南美的秘鲁（北纬2度）．另一队由大地测量学家莫佩屠斯领导，奔赴北极圈

附近的拉普兰地区（位于芬兰与瑞典北部，北纬66度）．拉普兰远征队于1735年出发，1737

年结束工作，算出这一地区子午线一度的长为111.918米．这时秘鲁的测量工作尚未结束，

但这个结果显然比巴黎附近的测量值（111.116米）大，这样就初步证明了牛顿的理论是正

确的．

秘鲁远征队比拉普兰队早一年出发，但他们的工作却比拉普兰队迟了两年才完成，以后

又经过5年，才于1744年回到巴黎．他们测得秘鲁地区子午线一度的长为110.604米比拉

普兰地区少1.314米．南美这次测量的困难不亚于16世纪麦哲仑船队的环球航行，而它在

科学上的成就更可以与现代人类登月相比．法国数学家、物理学家庞加莱（公元1854—1912

年）在他著的《科学与方法》一书中，曾谈到科学事业是多么艰难又多么慎重的工作，作为

实例．他列举了这次远征队的种种情况．

随着天文学的发展，不仅测量地球的大小、形状是重要的，测量地球的质量也势在必

行．但到17世纪，“称量”地球的想法即使不是妄想，也是不可能的．到了18世纪，情况

不同了，牛顿已经说过．如果他的万有引力定律是正确的，一座孤立大山的引力应当使铅垂

线偏转一个角度，这可以用天文的方法观测天顶量出来．这样的观测，法国的科学家在秘鲁

测量子午线长度时曾尝试过，但没能得到确切结果．格林威治天文台第五任台长马斯科利恩

（公元1732—1811年），对苏格兰险黑岭的观测首告成功．他在山的南北各设一个观测站，

使它们在同一条子午线上，两站各悬一摆，测得两站的地理纬度差为41秒，而两站的天文

纬度差为53秒，天文纬度比地理纬度大了12秒，就是说两个摆的铅垂线向山偏斜了，每边

为6秒．由此根据万有引力定律，推算出了地球和孤山的引力以及质量．尽管结果还很不准

确，但是首创之功不可磨灭．

测量太阳的视差

从开普勒第三定律可以求出行星距离的相对数值，事实上这条定律描绘了太阳系按

“比例尺的模型”．如果以太阳到地球的平均距离（叫做天文单位）为单位来表示某颗行星

到太阳的平均距离，那么开普勒第三定律就可以写成：

a=T

32

其中a为行星到太阳的平均距离，T为行星的公转周期，以年为单位．这就是说，

只要知道了行星的公转周期，就可以算出它距离太阳几个天文单位．由此可见，天文单位是

度量太阳系大小的尺子．因此测定地球到太阳的距离是极为重要的．

地球到太阳的距离通常是用太阳的地心视差来表示．所谓地心视差指的是地球半径

对天体的张角．知道了这个角，又知道了地球半径的长度，地球到这个天体的距离就很容易

求得了，因为这只是解直角三角形的问题．但困难在于太阳距离地球很远，直接测定它的地

心视差，误差很大．于是天文学家转而去求行星的视差，因为根据开普勒第三定律，可以从

行星的视差归算出太阳的视差．

首先这样做的是巴黎天文台的卡西尼．1672年他在巴黎观测火星在恒星间的位置，

而另一位天文学家里奇（公元1630～1696年）则在法属圭亚那的卡宾城同时进行这一观

测．所有恒星相对于火星来说，却远得仿佛固定在天穹上，所以卡西尼将自己的测量与里奇

的那些测量综合起来，得到火星的地心视差为25秒，由此推算出太阳的地心视差为9〞5，

这是有史以来第一次比较接近实际情况的测量结果，影响很大，因为它推翻了当时对太阳系

大小的观念．哥白尼、第谷和开普勒都以为太阳的视差为3′或180〞，现在视差降为9〞5，

于是太阳的距离扩大了20倍，随之太阳系里一切天体的距离和体积都扩大了．

继卡西尼之后，1704年马拉底由观测火星求得太阳的视差10〞左右，1719年布拉

得雷求得太阳视差为10〞左右，1715年拉卡伊得到了10〞2这个数据．这些结果都不如卡

西尼测得的9〞5精确．

哈雷早就提出利用金星凌日来测得太阳视差的办法．为了观测1761年和1769年的

金星凌日，天文学家们事先做了充分准备，他们组织了不少远征队到世界各地去，希望在最

好的条件下观测．可惜，复杂的因素影响了观测的精度．1761年金星凌日时，各观测队求

得的太阳视差之值差异很大，小到7〞5，大到10〞5．但是天文学家们奋斗不止，遂使1769

年的观测大有进步．

这次观测之后发表论文200余篇，其中多数结果都是在8〞5～8〞8之间，法国天

文学家潘格雷（公元1711～1796年）综合分析了全部资料，于1775年公布了最后结果，太

阳视差为8〞8．这一结果并没有立刻被人们承认，但最后终于为大家所公认，直到1967年

国际天文界都采用这个数据．

天体力学的胜利发展

在18世纪的实测天文方面，英国格林威治天文台居于世界领先地位．而牛顿创立的天

体力学却在欧洲大陆上得到了继承和发展．那时欧洲的数学人才辈出，由于航海事业的发展，

需要更精确的月球与大行星的位置表，数学家们致力于天体运动的研究，从而创立了分析力

学，这是天体力学的数学基础，主要奠基人有欧拉、克勒罗、达朗贝尔和拉格朗日等人．

欧拉（公元1707～1783年）是著名的大数学家，出生于瑞士的白斯来城，与丹尼尔·贝

努利是挚友．1726年至1741年经丹尼尔·贝努利介绍，到俄国彼得堡科学院工作，1741～

1766年受普鲁士王的招聘，移居柏林科学院，以后又回到彼得堡科学院．欧拉一生的著作

不下800余篇，堪称近代解析数学的创始人．

欧拉对天文学也有高深的研究．他第一个完整地创立了月球运动的理论．人们很早就知

道月球的运动非常复杂，它不仅受地球引力的支配，而且受太阳引力的影响，因此它不完全

符合开普勒定律．创立月球运动理论的困难正在于此．欧拉一改前人在天文学研究中只运用

几何学的倾向，把高等数学这个崭新的工具运用进去，从而研究出一种理论，这种理论不仅

可以解决在海面上观测月球位置来确定经度的实际任务，而且在研究摄动的方法上也有了重

大进步．1766年欧拉发表《月球运行表》．1752年又发表《月球运行理论》一书，1772年

修订再版，书末还附有更精密的《月球运行表》．

克勒罗（公元1713～1765年）是法国大数学家，出身于巴黎望族，自幼聪慧，10岁就

通晓解析几何和微积分，13岁之前就发表数学论文，18岁已经著书立说了．由于他精通几

何学而被选入巴黎科学院．曾随莫佩屠斯到拉普兰测量地球形状，1743年发表他的经典著

作．《地球外形的理论》书中总结了这次考察的成果，阐明地球的自转和地球各部分组成间

的引力对地形形状产生的影响，并推出了各纬度的地心引力公式，从而弥补了牛顿理论的不

足．克勒罗的又一贡献是精确地计算出了1758年哈雷彗星归来的日期．在哈雷的时代，数

学、力学等学科还不够完善，尽管他已经估计到了木星的摄动会推迟这颗彗星的回归，但他

还没有办法算出这种摄动影响的大小．而克勒罗时代，力学有了长足的进展，使他有可能解

决这个问题．经过精心计算，他指出，土星的摄动将使哈雷彗星过近日点的时间推迟100

天，木星的摄动则使它推迟518天．这样哈雷彗星过近日点的日期将延迟到1759年4月13

日．但可能有先后一个月的误差．1759年3月14日哈雷彗星到达近日点，比预言恰好提早

一个月．

达朗贝尔（公元1717～1783年）也是法国数学家，又是一名物理学家．他出生后在襁

褓之中就被遗弃在巴黎教堂，幸好得人收养，并受到相当好的教育．21岁撰写数学论文，

为数学界人士所称道．23岁被选入巴黎科学院．1743年出版《力学通论》一书，名声大震．达

朗贝尔在天文学上的主要成就是对岁差、章动和三体问题的研究，1749年发表了《光行差》

和《岁差解》．在天体力学上，一他与克勒罗常常相互批判，他的关于月球运行理论的论文，

就是和克勒罗的论文同时向巴黎科学院提交的．1754年出版《天体系统研究》一书共三卷，

第一卷是月球运行理论，其余两卷是行星运行理论．

集上述三位学者之大成，把天体力学发展到登峰造极程度的是拉格朗日和拉普拉斯．拉

格朗日（公元1736～1813年）是意大利数学家，自幼就表现出数学天才，在初任都灵学校

教授时，他的学生都比他年长．1764年，他经达朗贝尔的推荐，赴德国任柏林科学院的数

学部主任．1787年被法国路易十四召到巴黎，在巴黎科学院工作，1790年任度量衡改制会

主席，创立“米制”．1813年死于巴黎．

拉格朗日在天文学上的最大成就，是创立了大行星运动的理论．他的学术见解都表述在

他的巨著《解析力学》一书中，书中系统地叙述了他对太阳系稳定问题的计算，他探讨这个

问题的主要目的是，证明由观测所得的行星（尤其是土星和木星）运动的各种误差，确实是

由行星之间相互摄动所引起的长周期振动造成的，这些摄动绝不会使太阳系不稳定而终于瓦

解，它们完全表现周期性的变化，所以在长时期内，太阳系是绝对稳定的，这就打消了18

世纪初期人们对太阳系瓦解的担心．此外，他在书中还详细推导了月球的长期加速运动并创

立了公式．

天体力学集大成者——拉普拉斯

拉普拉斯（公元1749～1827年）是法国著名数学家和天文学家．1749年3月23日生

于法国诺曼底的博蒙．他父亲是农场主．拉普拉斯早年在校学习时就显示出数学才能．18

岁赴巴黎拜见达朗贝尔，但由于时机不巧没能见面，回来后他把研究力学的心得撰写成文章

函呈达朗贝尔，达朗贝尔大为赏识，遂推荐他为巴黎陆军学校的数学教授．以后拉普拉斯虽

历任官职，但对天体力学的研究仍锲而不舍．他的著名杰作《天体力学》（共五卷，16册）

自1799至1825年陆续地印行，死后又印行补编一卷．该书集各家之大成，为18世纪牛顿

学派的总汇；书中第一次提出“天体力学”的学科名称，是经典天体力学的代表作，因此博

得了“法国的牛顿”的美称．他的另一部名垂千古的杰作是1964出版的《宇宙体系论》．该

书当中不用代数式，也没有几何图形．语言通俗，说理简明，言下见象，深受欢迎，因此他

被法国科学院列为四十名不朽人物的行列之中．1785年被选为法国科学院院士，1816年成

为法兰西学院的院士，第二年升任院长．拿破仑执政时期，曾任内政部长，六个星期之后因

不称职而被罢免．路易十六复辟之后，拉普拉斯又为复辟王朝服务，被封为子爵．1827年3

月5日死于巴黎．

自从欧拉引进高等数学之后，牛顿力学由克勒罗，达朗贝尔所继承，而拉格朗日则以分

析力学来统一太阳系各天体的运动．拉普拉斯更把牛顿力学发展到高峰．

宇宙中，行星因为其他行星的摄动从而使得公转轨道有微小的变化，卫星更因为其他卫

星以及太阳和行星的摄动，使得公转轨道有微小变化．欧拉根据数学推算、认为这种变化有

两种：一为短周期变化，即在短时间内这种轨道的变化就出现循环，一为长期变化，即必须

经过长时期以后才开始产生微小变化．拉格朗日感到这后一种变化更为重要，要确定太阳系

内各天体的位置，就必须详细考察这种变化．拉普拉斯经过周密计算推出：月行加速每百年

约增10秒；即一个月的长度每3000年缩短1秒，黄赤大距每百年约小48秒，土星近日点

的退行、每百年约45秒；土星和木星的摄动约900年循环一周．这样，拉普拉斯就一举解

决了月球的长期加速运动和大行星摄动这两大难题，摘除了多年来隐患于万有引力定律当中

的“毒瘤”，从而使牛顿力学达到完美的程度．

拉普拉斯的另一项卓越贡献，是他独立地提出了太阳系的星云起源理论．他在《宇宙体

系论》一书当中详细地阐明了他的看法．18世纪已经具备了产生太阳系演化理论的条件．首

先，由于日心说的确立，对于太阳系的结构有了正确的概念．其次，当时已经知道太阳系有

7颗大行星、14颗卫星，它们的公转、自转方向基本上都是自西向东，轨道基本在一个平面

上，近于圆形，这就是说人们对于行星和卫星运动的共同规律性，已经有了比较全面的认

识．第三，牛顿的力学得到了充分发展，为研究天体的运动提供了理论根据．第四，18世

纪的天文学家已经观测到了云雾状天体——星云．这样，第一个科学的太阳系起源理论——

星云说就诞生了．

其实最早提出这一理论的是德国大哲学家康德（公元1724～1804年）．1755年他在《自

然通史和天体论》一书中指出，太阳系是由一团星云演变而来的．这团星云是由大小不等的

固体微粒组成的，“天体在吸引力最强的地方开始形成”，引力使微粒相互接近，大微粒吸引

小微粒形成较大的团块，团块越来越大，引力最强的中心部分吸引的物质最多，首先形成太

阳．外面微粒的运动在太阳吸引下向中心体下落时与其他微粒碰撞而改变方向，成为绕太阳

的圆周运动，这些绕太阳运转的微粒逐渐形成几个引力中心，最后凝聚成绕太阳运转的行

星．卫星形成的过程与行星相似．

康德的星云说发表后没有引起人们的注意，直到拉普拉斯的星云说发表以后，人们才想

起了康德的星云说．拉普拉斯认为，形成太阳系的云是一团巨大的、炽热的、转动着的气体，

大致呈现球状．由于冷却，星云逐渐收缩，从而使转动速度加快了，在中心引力和离心力的

共同作用下，星云逐渐变为扁平的盘状．在星云收缩过程当中，每当引力和离心力相等时，

就有一部分物质留下来形成一个绕中心旋转的环，以后又不断地形成好几个环．最后，星云

的中心部分形成了太阳，各个环便形成了不同的行星．比较大的行星在凝聚过程中又分出了

一些气体物质环，形成了卫星系统．

康德与拉普拉斯的星云说大同小异，只是后者更注意从数学上、力学上加以论证，所以

后人常常把他们二人的星云说称为康德一拉普拉斯星云说．康德一拉普拉斯星云说尽管只是

初步勾画了太阳系起源的轮廓（其中有些内容并不合理），但它的历史功绩却十分重大．星

云说产生于形而上学自然观占统治地位的18世纪，当时把天体的运动归于上帝的“第一次

推动”，这对于探索天体运动的规律是个莫大的障碍．康德一拉普拉斯的星云说摧毁了上帝

的“第一次推动”说，这对于唯心主义、形而上学的观点无疑是个重大打击．所以恩格斯高

度评价星云说的作用，认为它是“从哥白尼以来天文学取得的最大进步”，在18世纪的自然

观上“打开了第一个缺口”．

赫歇耳与恒星天文学

天文学家威廉·赫歇耳是个最狂热的天文爱好者．他对天文学，尤其对恒星天文学有着

特殊的贡献，因此被人们尊奉为“恒星天文学之父”．

18世纪以前，天文学家们的研究对象，都不逃出太阳系范围．虽说17世纪法国业余天

文学家法布里许斯（公元1564～1617年）首测变星，德国天文学家默耶尔（公元1570～1624

年）始测仙女座大星云，荷兰天文学家惠更斯（公元1629～1695年）初见猎户座大星云，

但这些不过是零星片段，不成系统．到18世纪，哈雷发现恒星自行，布拉德雷发现光行差，

恒星天文学萌芽了．到威廉·赫歇耳发现天王星（1781年）就大大扩大了太阳系的范围．至

此，恒星、双星、变星、星团、星云、银河系等，无不属于天文学家的观测、探索对象．宇

宙的构造，银河系的组成，天体的由来，都是天文学家们的研究课题．所以天文学发展到了

威廉的时代，才真正进入了恒星天文学的时代．

威廉·赫歇耳（公元1738～1822）于1738年11月15日生于汉诺城，这是当时英国统

治下的一个德国区．父亲是军乐团乐师．威廉15岁随父从军．1757年德法爆发战争，年仅

18岁的威廉由于体弱不能随军而避居在英国，在乔治巴思市任音乐教师．

对音乐的声学研究使威廉对数学感兴趣，数学又使得他对光学发生兴趣，光学更使他渴

望用望远镜探索宇宙．但由于经济窘迫，无力购买望远镜，只好自己动手磨制．因此他的第

一项伟大工作就是制作望远镜．赫歇耳利用全部业余时间从事这项工作．经过千锤百炼，他

终于成为制造望远镜的一代宗师．他一生磨制的反射镜面达四百多块，最后还造成一架口径

1.22米，镜筒长达12米的大型金属反射望远镜，这在两百多年前确实是令人望而生畏的伟

大事业．

威廉的妹妹卡罗琳·赫歇耳（公元1750～1848年）终生未嫁，一辈子忠实地做哥哥的

助手，也成了一位颇有声望的天文学家．后人为纪念她，用她的名字命名了月球上的一个环

形山．她那详尽而不间断的日记，记录了威廉整整50年的工作史，其中也谈到了当威廉因

为磨制工作紧张得放不下双手的时候，卡罗琳亲自一口一口给这位比自己年长12岁的哥哥

喂饭的动人情景．兄妹俩都长寿，威廉八十多岁还在观测星空，卡罗琳一直工作到九十多岁．

威廉·赫歇耳是天文学史上的一位巨人．1781年他发现了太阳系中第七颗行星——天

王星．以前人们一直以为土星是太阳系的边界，天王星的发现使人们所认识的太阳系直径陡

然增大了一倍．这件事在社会上激起了狂潮，以致20年之后英国著名诗人基茨还写了表达

人们极度欢乐和惊喜的美好诗句：

“于是我们感到就像一个天空的守望者，看见一颗新行星正游进自己的视野．”

威廉的发现给他带来了巨大荣誉，他获得了科普莱奖金和奖章，被英王乔治三世聘为宫

庭天文学家．从此，他便脱离了音乐生涯，完全致力于天文学的研究工作．在太阳系内，赫

歇耳还发现了土星的两颗卫星和天王星的两颗卫星．但是，他最大的发现还是在恒星天文学

的范围内．

1783年赫歇耳发现了太阳的自行．这一年他考察了天狼、北河三、北河二、南河三、

轩辕十四、火角、河鼓二7颗恒星的自行，发现这些恒星的视位移有一致的倾向，他认为这

是太阳运动的反映．经过仔细研究，他得出了太阳向武仙座方向运动的结论．以后他又分析

了27颗恒星的自行，得到太阳运动的方向指向武仙座人星附近，这个结果与现代测量的数

据相差不到10度．

赫歇耳说：“我们无权假设太阳是静止的，正和我们不应否认地球的周日运动一样．”这

样赫歇耳比哥白尼又前进了一大步．哥白尼否认了地球是宇宙的中心，却又用太阳代替它．根

据赫歇耳的发现，人们很自然就会得出这样的结论：太阳也不是宇宙的中心，也许宇宙根本

就没有中心．

赫歇耳对双星的研究也取得了卓越成就．从17世纪中叶到18世纪，有一些天文学家常

碰见一些星，肉眼看去只有一颗，而用望远镜观看却是两颗（即双星）．但双星一向被人当

作是空间方向的两颗星，因透视作用偶然凑在了一起．赫歇耳是一位系统观测双星的人，1782

年他编制了第一个双星表，包括260对双星，其中有227对是他发现的．1784年他又发表

了第二个双星表，共434对，其中新发现的有284对．1821年他发表了第三个包括145对

新双星的星表．

赫歇耳观测双星的目的是试图从中找到恒星的视差．根据伽利略的设想：双星中有一颗，

几乎可以肯定就是较暗的那颗，应该极其遥远，以至于好像没有视差，而较亮的那颗星则可

能表现出视差，如果用暗星做亮星的参照物，就可以看出亮星在一年之内的微小变化．赫歇

耳以此为目的，经常地测量一些双星的相对位置，他虽没有测到恒星的视差，却意外地得到

了一个了不起的收获．在1802年～1804年，他发现多数双星不是表面上的“光学双星”，

而是真正的“物理双星”，它们之间的相互引力使它们有物理的联系，也就是说，它们是一

颗星绕另一颗星在运动．这一重要发现，说明牛顿的万有引力定律真的是“万有”的，它不

仅适用于太阳系，而且适用于遥远的恒星系．

赫歇耳的第三大功绩是对星团、星云的研究．最早系统地研究星云的是法国天文学家梅

西耶（公元1730～1817年），最初他是一位彗星观测者，他想确定这些星云的位置，并将它

们算出来，以免过后和彗星混淆．1784年他列出第一张星云、星团表，即《梅西耶星云表》，

共103个，以后人们便根据星云在该表中的位置，简称为M1、M2等等．1783～1802年，

赫歇耳把他的大望远镜指向这些目标，做系统观测，并于1786年、1789年、1802年三次出

版星云、星团表，记录了2000个星云和星团．

赫歇耳发现有些星云用小型望远镜观看，只是一些发亮的光斑，用他的大型望远镜看则

是一大群星星，因此，他堪称是探测星云的鼻祖．后来他承认，有些星云是不可分解的，例

如弥漫星云和他称为“行星状”的星云．1811年，他根据对星云形态的研究，提出从弥漫

物质到形成恒星的一系过渡形式．他的这种分类和演化序列虽然有错误，但却引起了人们对

恒星起源研究的重视．

赫歇耳最重大的贡献，莫过于对银河系结构的研究．他是第一个确定了太阳所在的这个

恒星系统——银河系的形状、大小和星数的人．当然在他之前，英国天文学家赖特（公元

1711～1786年）；德国大哲学家康德和德国物理学家朗白尔，都独立地得出了相似的结论：

恒星组成了一个虽然极其庞大但范围终究有限的宏伟体系．

赫歇耳终生的愿望就是想弄清楚“宇宙的结构”，其实在现在看来，他所追求的不过是

“银河系的结构”而已．他采用的方法是用他那些第一流的望远镜朝着天空的各个方向观测，

并且一颗一颗地数出在各个方向上所能看到的星数．显然，要在望远镜中看到全天的恒星并

数出全部数目是不实际的．于是他排出了683个区域，从1784年起赫歇耳开始了恒星计算

工作．在1083次观测中，他总共计数了117600颗恒星．他发现越接近银河，恒星的分布就

越密，银河平面内最密，而在与银河面垂直的方向上恒星最少．

正是通过这样繁难的计数工作，赫歇耳确定了我们置身于其中的这个庞大的恒星系统的

外貌，它大致呈透镜形状，其直径大约为天狼星距离的850倍，厚度则为天狼星距离的150

倍．当然那时人们还不知道天狼星的距离，后来才弄清楚赫歇耳的估计数字小了很多．他估

计这个恒星系统中的总星数也许有若干亿，但与现在我们所知道的1000亿颗以上这个数相

比还是太小了．

由于这个庞大恒星系统的大部分星都位于银河之中，所以人们将这个透镜状的星系本身

也称为“银河系”．赫歇耳确认银河系结构的工作，使人类对宇宙的认识从太阳系扩展到了

银河系，他不愧为近代天文学的鼻祖．