牛津通识读本：天文学简史 [10]
西西里巴勒莫天文台的朱塞佩·皮亚齐（1746—1826）是他们看中的巡视员之一。当时皮亚齐正在研制一张恒星星表，他工作得很仔细，在继后的夜晚会重新测量每颗恒星的位置。1801年1月1日晚，在冯·察赫和同伴的邀请到达之前，皮亚齐正在测量一颗八等“恒星”的位置，当他重测这颗星时，他发觉它已经移动了。
在太阳的炫光中丢掉它之前，皮亚齐也只能跟踪这个天体几个星期。在该年年末，冯·察赫又重新发现了它，这得感谢新出现的数学天才卡尔·弗里德里希·高斯（1777—1855）。皮亚齐称呼它为谷神星，它与波得定则的缺失项正好相符，但是它是小个儿的：赫歇尔（正确地）认为它甚至比月球还要小。还要糟的是，还有三个这样的天体，也是既小又符合缺失项，也在接下来的几年中被发现。赫歇尔提出将这些天体新族的成员称为“小行星”。内科医生和天文学家威廉·奥伯斯（1758—1840）也卷入了对失踪行星的搜寻，他认为它们可能是曾经存在过的某颗行星的碎片。
搜寻持续了许多年，但是没有结果，最后也就放弃了。直到1845年，另一颗小行星被德国的前邮递员亨克所发现。他的第二个成功发现是在两年之后，这一次重新燃起了大家的兴趣。到了1891年，被找到的小行星已经多于300颗。照相术现在已经简化了搜寻。海德堡的马克斯·沃尔夫（1863—1932）能够用一架追踪天空移动的望远镜在几个小时内拍摄一个大星场；恒星将以光点形式出现，小行星相对于恒星运动时会留下一条光迹。
假如奥伯斯是正确的，那么每颗小行星的轨道会——至少初始会——通过行星瓦解之处和太阳反面的对应之处。事实证明情况不是这样的。天文学家现在认为小行星合并起来的质量只是月球质量的很小一部分，由于木星的吸引力，它们是不可能聚合成一颗行星的。
天王星的发现延伸了波得定则的序列，但很快就发现，这颗行星的运动是令人费解的。其轨道的早期确定因为发现它早在1690年就被观测（并且被列为一颗恒星）而被大大地简化了，但是该行星随即偏离其预定路径。各种各样的解释被提了出来，最后缩减为两个——或是反平方定律的公式在这样的距离上需要修正，或是天王星被一颗至今仍未发现的行星所拉动——并且归结为一个：未发现的行星。到了19世纪40年代，两位天才数学家伏案工作，用笔在纸上计算，希望告诉天文学家何处去寻觅这颗未知的（也是先前意料之外的）太阳卫星。
两个人中年纪小一些的是剑桥的研究生亚当斯（1819—1892）。詹姆斯·查理斯（1803—1882）是他的教授。1845年秋天，在查理斯的建议之下，亚当斯访问了格林尼治，向皇家天文学家埃里（1801—1892）解释他的计算。由于运气不好，他未能亲自见到埃里，但他留下了结果的摘要。次年夏天，埃里惊讶地收到了巴黎勒威耶（1811—1877）论文的副本，该论文预言了一颗几乎总处于同一位置的行星的存在。埃里的见解是，那种研究不是他所管理的国家天文台的研究范围，但他要求查理斯在剑桥展开搜索。
查理斯只好小心翼翼地在某一天区中标绘出星状天体，然后在一天后回到同一区域看看它们之中是否有一个移动了。这不可避免地是一个令人腻烦而且耗时的过程，查理斯也并不着急。不幸的是，为了英法关系的未来，勒威耶已要求柏林天文台的天文学家作搜索。他们——不像查理斯——拥有柏林科学院新星图有关图片的副本，所以能够将天空中的恒星与星图中的恒星进行比对。在1846年9月23日开始搜寻的几分钟以内，他们就找到了一个不在星图上的星状天体。它正是那颗失踪的行星。
后来人们知道，查理斯曾注意过同一颗“恒星”，但是他还没有回到同一天区里重新测量其位置。对英国人来说，亚当斯对行星海王星发现的道义申索，等于勒威耶的道义申索，但法国人却不是这么看的。但是，不管这个优先权的问题争论得如何，牛顿力学的地位则得到了充分肯定。
这一令人愉快的情形并没有持续。像天王星那样，水星的轨道有一个无法解释的特征：它最靠近太阳的点在经度上的进动比预料中的更快，大约每一个世纪超前约1度——虽然不多，但仍然要求解释。勒威耶不禁怀疑还有另一颗看不见的行星；1859年9月，他宣告说，一颗大小和水星一样、离日距离只达一半（从而难以观测）的行星可能是该现象的一种解释。碰巧，一个名叫莱卡博的不知名的法国内科医生在该年初曾经看见一个天体横穿太阳（或者他是这么认为的），当他读到勒威耶的预报后，他写信给勒威耶。勒威耶说莱卡博的观测是可靠的，他很满意，并将内科医生曾经见过的这颗行星命名为祝融星。各式各样声称见到了祝融星的断言接踵而至，但很少能令人信服；到了本世纪末，祝融星被认作是虚假的而终被舍弃。1915年，爱因斯坦指出，水星的异常行为正是他的广义相对论所隐含的：对宇宙来说，还有许多是超出牛顿哲学想象的。
第六章 探索恒星宇宙
直到1572年，天王星家才把“固定的”恒星——不只是在位置上，而且在亮度上都是固定不变的——视为行星运动的背景。当然，事实上恒星具有越过天空的独特或“固有”的运动，但是星际距离是如此之大，以至于即使是发自最近恒星的光也要几年后才会到达地球。结果，自行几乎是不可察觉的，除非在很长的时标上；因而，文艺复兴时期观测者所见的恒星的位置与托勒密赋予它们的位置没有什么不同（除了岁差的总效应之外）。
没有注意到亮度的变化可能是更令人惊讶的。虽然大多数恒星，比如太阳，几乎是不变的，少数恒星被一个伴星交食后亮度衰减，其他恒星则会经受较大的物理改变，无论是规则的还是不规则的，从而发生亮度变化。但是这些变星中没有一颗能亮到使其亮度变化让中世纪观测者相信天区是变化的。当你已经知道改变已是不可能时，为什么要寻找改变呢？
大自然唤醒了我们，1572年新星的出现（正如第谷所见，参见第四章）使我们相信了恒星是会变的，从而燃起了我们对它的兴趣。另一颗这样的新星则在1604年爆发，它在欧洲造成了惊恐和沮丧。8个世纪以来的第一次，缓慢运动的行星木星和土星在黄道带致命的“火焰区”相合；新星在它们中间闪耀，火星也参与其中——能想象到的最不祥的占星事件。
现在没有人怀疑天空会发生变化。的确，还有人谈到出现于鲸鱼座的另一颗新星，但是它要暗一些，在它暗淡下去和消失之前，只有一个观测者见到过它。1638年，鲸鱼座成为第二颗新星的宿主（或者说，看起来是如此）；像它的前任那样，它逐渐变暗并且消失——但是在它的发现者能够发表他的描述之前，它又重现了，这使他很惊讶。它继续每隔一段时间就消失和重现，1667年，伊斯梅尔·布里奥（1605—1694）宣布这颗“奇妙的星”每隔11个月达到其最大亮度；它的运动在某种程度上是可以预报的，因而是有规律的。
布里奥继续给出了变星的一个物理解释，那是一个非常巧妙的解释。他指出，太阳黑子的变化表明，太阳本身——此时仅仅被认为是最靠近我们的恒星——严格说来是变化的。而且太阳黑子的转动证明了太阳整体是自转的，其他恒星无疑亦是如此。然后设想一颗布满黑斑而不仅仅是太阳黑子的自转恒星；每当一块黑斑朝向我们时，我们将看到恒星的亮度减弱，这将随着恒星的每一次自转而有规律地发生。但若黑斑本身像黑子那样不规则地变化，则将造成亮度的不规则变化。用这种方式，布里奥能够说明规则的和不规则的变化。的确，他成功地从物理学角度解释了变星，天文学家心满意足地宣布了他们关于特殊恒星变化的发现。但是，这些宣布既不易被证实又不易被证伪；被说成是变星的天体的数目激增，整个论题可说是声名扫地。
到了18世纪末，当威廉·赫歇尔发表了一系列《恒星的比较亮度表》时，核实这样的宣布的任务就被简化了。在这些表中，赫歇尔将恒星与其附近具有相似亮度的恒星仔细地比对，如此一来，其中一颗恒星的变化将会扰动已发表的比较星从而显露其自身。赫歇尔推广了一种方法，按亮度等级排列恒星的序列，这个方法在18世纪80年代早期被两位业余天文学爱好者所发展，他们是英格兰北部约克市的一对邻居。爱德华·皮戈特（1753—1825）是一位有造诣的天文观测家的儿子；他的年轻朋友约翰·古德里克（1764—1786）是个聋哑人，他热情地接受了邀请，参与了变星的研究。
他们详细研究的恒星之一是大陵五，一个世纪之前，它曾有两次被报告为四等星，而不是通常的二等星。1782年11月7日，大陵五仍是二等星，但5天后，它减弱为四等，次夜，又变回到二等。如此速率的变化前所未有，所以这两人一直监视这颗恒星。12月28日，他们的努力得到了回报：黄昏时他们见到的大陵五为三等或四等星，但就在他们眼前，它增亮为了二等。皮戈特马上怀疑大陵五正被一颗卫星所食，次日他向古德里克送出一份报告，在那里面，他假设在11月12日至12月28日间的46天里，卫星完成了一个或两个轨道，并由此计算出了这颗假想中的卫星未来的轨道。事实上，在即将到来的几个月中，他们的观测表明，卫星——如果的确是这种解释——绕大陵五运转一周不足3天。对天文学来说，这是一个迄今未知的现象。
皮戈特慷慨地将向英国皇家学会正式报告之事留给了他的残疾朋友，但十多岁的古德里克只是说交食理论为可能的原因之一，和传统的黑斑说一样。皮戈特事实上是对的——大陵五的确是被一颗伴星所食——但是这两位朋友最终又回到了黑斑解释，可能是因为他们错误地认为他们看到了大陵五光变曲线中的不规则性，或是因为他们发现的另外3颗短周期变星不能用交食理论说明。事实上，其中两颗是造父变星，即迅速升至最大亮度而后缓慢变暗的脉动恒星，有一天它们会被埃德温·哈勃和他的同时代人用作距离指示物。
结果是18世纪天文学贡献出了一族新的变星，它们的