牛津通识读本：天文学简史 [11]
皮戈特和古德里克曾见到大陵五的亮度在几小时内发生变化。相比之下，位置的变化则要在很长时间后才能观测到。相对而言，只有很少的恒星具有高达每年1弧秒的自行，已知最大的自行也只是刚刚超过10弧秒。这样的运动只有在比较了恒星的现在位置与记录在星表中的早先位置后才能发觉；在其他条件相同时，距离早期星表的时间间隔越长，得到的自行值就越精确。但不幸的是，其他条件并非相同；当我们沿时间回溯时，精度标准下降，早期星表中任何不精确的恒星位置将会影响所得出的自行精度。
古代唯一的星表在托勒密的《天文学大成》中；1718年爱德蒙·哈雷用这张星表定出黄道倾角——黄道对赤道倾斜的角度——的变率时，认识到3颗恒星定然是相互独立地运动着。
此时哈雷进一步研究这个问题就不容易了，因为过去唯一一张有价值的星表就是第谷的星表了。它比托勒密的星表要精确得多；但是它距此时只有一个世纪多一点，并且它的作者只是粗糙地处理折射，即星光进入地球大气后的弯曲（它影响了恒星在天空中的观测位置）。不过，未来的几代人能够用上约翰·弗拉姆斯蒂德在格林尼治精心编制的《不列颠星表》作为时间的起点去量度恒星的自行了。
或许只是看起来如此。但是后来在1728年，詹姆斯·布拉德雷（1693—1762）宣布了一个完全出人意料的复杂情况：“光行差”。光的速度很大，但是，正如上世纪晚期对木星卫星交食的观测所表明的，它仍然是有限的。当木星靠近地球，携有交食信息的光不必走那么远时，交食会提前发生。当木星离开太阳背面时，交食会推迟发生。
比较起来，地球在其绕日轨道上的速度是小的，但它又大到足以影响恒星的观测位置。在观测者看来，一颗恒星位于星光到达的方向上；这个方向随着地球运动方向的改变而（微微地）改变——如同事实上垂直落下的雨似乎从我们向之运动的方向上打在我们的脸上一样。
我们将在本章的后面看到布拉德雷是怎样发现了光行差。他的发现暗示，即使是用《不列颠星表》作自行测量的时间起点也是有严重缺陷的。当布拉德雷在1748年宣告地球的轴有“章动”或摆动时，该星表的另一个欠缺也暴露了出来。这是因为地球不是一个理想的球体，太阳和月球对地球的引力拉动有变化，并且这也引起了用于测量恒星位置的坐标系的运动。
布拉德雷本人在1742年成为了皇家天文学家。从1750年起直到他的健康开始衰退为止，他执行着一项观测计划，在其中他谨小慎微地记录着能够影响恒星观测位置的所有情况。但是他自己没有能来得及“归算”他的观测——作出为导出他的恒星的真正位置所需的计算。归算直到1818年才完成，当时伟大的德国数学家弗里德里希·威尔海尔姆·贝塞尔（1784—1846）出版了贴切命名的《天文学基础》，该书包含了1755年超过3000颗恒星的位置，那时正是布拉德雷观测计划中一个方便的时间。从那以后，19世纪的天文学家能够将一颗恒星的现时位置与《基础》中给出的该恒星在1755年的位置作比较，从而确定每年运动着的恒星在这段时间间隔中穿越天空有多远。
布拉德雷自己在1748年指出，所有的自行都是相对的：我们并没有观测到一颗恒星在绝对空间中怎样运动，而只是观测到它相对于我们如何运动。12年之后，图比亚斯·迈耶尔讨论了这一点的含义。如果除了太阳以外，每颗恒星都是静止的，则太阳系通过空间的运动会向我们揭示其在恒星之间的（视）运动样式。所以，已知自行中的任一样式可能反映了太阳系的一种运动；剩余运动将会是单颗恒星本身的剩余运动。
一个现代的类比阐明了这样一种样式是怎样的。如果在城市里夜间驾驶一辆小汽车，一簇远处的车灯似乎合成一束，但当我们靠近时，它们似乎又分开了。同时，我们左边的街灯似乎在反时针运动，而我们右边的街灯似乎在顺时针运动。
迈耶尔没有在他所知的（不可靠的）自行中找到这样的样式，但在1783年，威廉·赫歇尔——有一段时间完全扑在他的书桌上工作——相信他已经找到了一种样式，这种样式意味着太阳系正向着武仙座运动。今天，无人怀疑他的结论，但是他的论据经不起仔细的调查。一代人以后，贝塞尔发现了找出可靠自行的方法，当时的那几个月他的《基础》正在印刷，并且他拥有了阐明任何一种运动样式所需要的全部数学才能，但是他只留下了一片空白。
到了1837年，天文学家才相信一种解决方案就在眼前。在那一年，波恩的天文学教授阿格兰德尔（1799—1875）发表了不少于390个自行的分析。他将自行按大小划分成3组，每组独立地给出了一个太阳向点的方向，离赫歇尔提出的方向不远。
他的结论很快被其他天文学家的分析所证实，但是这些全都依赖于同一基本资料——布拉德雷在英格兰对恒星所作的观测。但是拉卡伊（1713—1762）在1751—1753年造访了好望角并且定出了差不多10000颗恒星的位置，这些南天恒星中有部分在19世纪的位置当时也已经知道。1847年，保险统计员托马斯·加罗威（1796—1851）分析了81个自行（它们同布拉德雷完全无关）并且导出了一个方向，与基于北天恒星资料导出的方向相似。此后没有人再怀疑太阳系正按武仙座方向运动，对于已知自行——随着时间推移而在数量和精度上大大增加的一览表——的进一步分析只被用来完善这个理论。
恒星有多远？对于古时的托勒密和16世纪晚期的第谷·布拉赫来说，固定的恒星只是在最外的行星之外。但若哥白尼是对的，则每6个月，我们就能从长度为地球绕日半径两倍（两个“天文单位”）的巨大基线的相反两端观测恒星。正如我们已经看到的那样，即使第谷用他的精密仪器也不能检测出恒星之间会产生的视运动（“周年视差”），他很合理地将此视为了对日心假设的驳斥。
问题部分出在观测的性质：当月份过去时，温度和湿度的季节变化将造成仪器的翘曲，空气压力的改变会使折射发生变动等。伽利略像往常一样机灵，他想到了一个办法来克服这些困难。假设两颗恒星相对于地球位于几乎同一方向，并且假设一颗比另一颗要远得多。
较远的恒星要比较近者有小得多的视差；这意味着，如果我们全然忽略较远恒星的视差并且取它为天空中的一个准固定点，再由它来测量较近恒星的视差，我们也不会错得太离谱。但这样做的便利非常明显，因为这两颗恒星将因仪器的任一翘曲、折射的改变等等受到相等的影响，可将这样的复杂效应从考虑中剔除。
懒惰一如往常的伽利略并没有证实他自己的观点，好多年后才取得了进展。与此同时，勒内·笛卡尔让学界相信，恒星是太阳，而太阳只是我们区域内的恒星。这是对恒星距离问题的一种新观点。
倘若空间是完全透明的，光就会按照距离的平方律衰减。所以，如果太阳被移至比它现在远上1000倍处，它的亮度将只有其现有亮度的百万分之一。现在假定恒星不止性质上相似于太阳而且在物理上恒同于太阳，这样从物理上来说，天狼星（还有其他恒星）是太阳的双胞胎兄弟。于是如果天狼星的亮度是太阳亮度的百万分之一，假定空间是透明的，那么我们就会知道天狼星要比太阳远上1000倍。
图15 伽利略检测周年视差的方法，测量一颗近邻恒星相对于一颗背景恒星的周年视运动。
但是，人们怎样在明亮太阳的辉光和恒星的暗光之间作比较呢？荷兰物理学家克里斯蒂安·惠更斯（1629—1695）在他自己和太阳之间放置一屏幕，其上钻一小孔。他的意图是改变孔的大小，直至穿过小孔的这部分可见光在亮度上与天狼星相等，然后计算太阳的什么部分是可见的。这是一种粗略的办法，但是他的结果——天狼星距离我们27664天文单位——是1698年被发表后超过四分之一个世纪中被印出来的唯一估算，因而被广泛地引用。明显地，恒星离我们很远。
与此同时，除了他的小圈子以外所有人都不知道的是，艾萨克·牛顿采用苏格兰数学家詹姆斯·格里高利（1638—1675）的独创性建议已经取得了好得多的进展。在一本出版于1668年的很少有人注意的书中，格里高利提出用一颗行星代替天狼星来简化亮度比较。直到该行星在亮度上与天狼星相等，人们才利用太阳系内的尺度知识，将直接照射到地球的太阳光与通过该行星反射到地球的太阳光相比较。按照这一思路，牛顿将天狼星放在1000000天文单位处。碰巧，天狼星比那个距离的一半还要远一些，故而，牛顿的熟人此时完全意识到了太阳与邻近恒星之间距离之大。
但是，每颗恒星是太阳的一个双胞胎兄弟这种暂时的假设是无法替代对于特定恒星周年视差（和由此得出的距离）的实际测量的。罗伯特·胡克想到，因为天龙座γ从他伦敦寓所的头顶通过，所以它的星光不受大气折射的影响。他将望远镜的部件与房子的实际构造结合起来，尝试着规避观测仪器季节性翘曲的危险。虽然望远镜天文学尚处于其初级阶段，但胡克设计并建造了一架望远镜，只为了在恒星通路上的某一时刻作观测。
胡克虽然足智多谋但却没有坚持不懈：1669年他的疾病和一个望远镜透镜事故使他停止了努力，他仅仅作了4次观测。但是他的方法有许多可以推荐之处。18世纪20年代中期，一个富裕的英国业余爱好者塞缪尔·莫利纽克斯（1689—1728）决定作另一次尝试，去测量天龙座γ的周年视差。他邀请詹姆斯·布拉德雷参与了他的工作，并且委托一个杰出的制造商乔治·格雷厄姆制作了一具“天顶扇形仪”。这架有垂直望远镜的仪器被安装在了莫利纽克斯家的烟囱上，当恒星从头顶越过时，望远镜的镜筒稍微倾斜，以使恒星从视场中央通过。倾斜的角度可以按天顶扇形仪的刻度测量出来，以给出恒星相对于垂线的角距离。
简单的计算表明，天龙座γ应当在圣诞前一星期到达一个极南的位置，所以布拉德雷觉得奇怪，他在12月21日看到它从头顶通过，明显比一星期前位置更靠南。到了次年3月，它应当向北移动时，它走到了比其12月时的位置更靠南大约20弧秒处。然后这颗恒星停下来走回头路，到6月回到它在头年12月时的位置并且在9月到达其最北端。
莫利纽克斯和布拉德雷这两位朋友争论着各种解释——是否有一种地轴的运动从而导致了我们用以测量恒星位置的坐标系的运动？或者地球大气因行星通过空间遭到了畸变