牛津通识读本：天文学简史 [12]
1729年向皇家学会宣布的光行差的发现是重大的，其中有几大理由。它是地球绕日运动的第一个直接证据。因为所有恒星受到相似的影响，所以这说明光的速度是自然界的一个常数。它揭示了（如同我们早先看到的）在过去的恒星位置测量（包括弗拉姆斯蒂德的测量）中有一个完全意想不到的错误。连精度确切的布拉德雷的天顶扇形仪也不能观测到周年视差，因此恒星必定位于至少400000天文单位处。
就在前一年，牛顿遗作《宇宙体系》的出版公开了他的估计。的确，这基于恒星之间的物理一致性这一工作假设——认为天狼星位于百万天文单位处。这两个结果——一个给出实际距离但是立足于一个有问题的假设，另一个则给出最小距离但是基于直接测量——合在一起使天文学家相信，恒星距离的尺度终被了解了。
其中隐含着一个不受欢迎的结论：周年视差最多为1或2弧秒，这个角度是那么小，相当于几公里外一枚硬币的宽度。在几个月内进行的这样一个一分钟的运动几乎不可能被观测到，下一代的天文学家对这样一个无望的任务没有表示出多少热情。威廉·赫歇尔在18世纪七八十年代收集了大量双星，表面上是为了用伽利略的方法测定视差；但他像自然史学者那样，收集了旁人有一天可能要用到的标本。大多数天文学家倾向于将他们的时间花在更有希望的调查方向上。
总之，约翰·米歇尔（约1724—1793）曾在1767年指出——赫歇尔并不知道——双星的数目很大，其中大多数必定是空间里真正的成对者（双子星），它们与观测者的距离相同，因而对测定视差的伽利略的方法是没有用的。当赫歇尔在世纪之交重新检查他的某些双星时，他自己证实了米歇尔的观点，而且还找到了两颗恒星相互运转的例子。一代之后，威廉的儿子约翰证实了它们的轨道是椭圆，并且将这些伙伴星结合在一起的力是牛顿的引力（他并不是唯一持这一观点的人）。虽然牛顿曾经宣布引力是一种普适的定律，但是这是定律应用到太阳系之外的第一个证据。
同时，天文学家发觉他们自己处于这样一种境地：随着望远镜的改进，天球上恒星位置的两个坐标以日益增加的精度被测量出来，而对恒星的第三个坐标——距离——则除了其巨大的尺度以外，知之甚少。当已知自行的数目增加，人们发现了并非所有快速运动的恒星都是亮星时，就连最近的星最亮这个假设也成了问题。
一个极端的例子在19世纪早期就被找到了。先是皮亚齐然后是贝塞尔发现，相对较暗的恒星天鹅座61以每年超过5弧秒的罕见速度穿越天空。这是否一定表明这颗恒星尽管其亮度不高但必定距离我们很近？
周年视差当然是与距离成反比的。试图测量视差的观测者应将他们的努力集中在最靠近地球的恒星上，这是很重要的。1837年，在数次宣布测量成功，而后又被证明站不住脚之后，德国出生的威廉·斯特鲁维（1793—1864）提出了近距离恒星的三个判据：这颗恒星是否很亮？其自行是否很大？如果是一对双子星的话，考虑到两颗子星相互运转的时间，这两颗子星是否看上去彼此分得很开？
在多尔帕特（今为爱沙尼亚的塔图）的天文台里，斯特鲁维被特许拥有一架由约瑟夫·夫琅和费（1787—1826）赠送的大型折射望远镜，它的物镜玻璃直径不小于24厘米且质量非常好，并且它的安装方式和赤道相似，它的轴指向北天极，所以观测者只需转动一个轴，就可以使望远镜和恒星排成一行。为测量视差，斯特鲁维选定了织女星，它很亮，具有大的自行。1837年他宣布了17次观测的结果，由此推论出视差为1/8弧秒。三年之后，他报告了100次观测，这次推断出视差为1/4弧秒。但是，自胡克起，虚假宣布就一直不少，所以天文学家仍免不了心存疑虑。
其时，柯尼斯堡的贝塞尔同样幸运地获得了很好的仪器。他的夫琅和费折射镜并不是大型的，物镜直径只有16厘米。但是它的制作者不满足于得到一个高质量的透镜，他勇敢地将它分割成两块半圆形的玻璃片，它们能够沿着公共直径相互运动。每个半圆都有一个完整的像，而像的亮度则只有原来的一半。如果望远镜转向一对双星，它们会出现在每个半圆上，观测者能够将一个半圆相对于另一个半圆滑动，直至一个像上的一颗恒星与另一个像上的另一颗恒星恰好相合。需要的位移非常精确地指示了分割两星的角度。因为这样的仪器常用于监视太阳视直径的变化，所以它们被称为量日仪。
贝塞尔选择了被称为“飞星”的天鹅座61作仔细观测，因为其自行很大。1837年，他让这颗恒星受到前所未有的观测，每个晚上观测16次，在“能见度”特好的情形下，观测次数还要更多，就这样观测了一年多。次年他就能够宣布这颗恒星的视差约为1/3弧秒。具有说服力的是，由他的观测绘制的图与预料中的理论曲线相吻合。约翰·赫歇尔告诉皇家天文学会，这是“实用天文学曾目睹的最伟大、最辉煌的胜利”。恒星的宇宙现在有了第三维，成功测量的周年视差的数目在未来的几十年中会成倍地增长。
但是这宇宙的大尺度结构是什么？牛顿的《原理》几乎没有谈及恒星。1692年在收到年轻的神学家理查德·本特利（1662—1742）的一封信之前，牛顿对宇宙学问题也没有什么想法。本特利曾就科学和宗教作过一系列的讲座和布道，在将这些付印以前，他想知道那本人人尊敬但却无人能读懂的浓缩的数学书作者的观点。本特利没有时间来研究笛卡尔的立场，笛卡尔认为上帝创造了宇宙，并放手让其自行运动；但是他想知道，这一观点的论据是什么，于是他问牛顿，在一个初始时物质呈现理想对称的宇宙中会发生什么。牛顿没有意识到本特利指的对称是完全理想的，他回答说，在任何地方物质若比寻常更加稠密，其引力将会吸引周围的物质并导致更大的密度。本特利说牛顿说得不对，这使牛顿大为恼火，继而他承认在一个理想对称的宇宙里，物质没有理由以一种方式而不是另一种方式运动；但是他评论说，理想对称是有问题的，正如无穷多的缝衣针全都针头朝下立在一个无限大的镜面上。“这不是一样难吗？”本特利反驳道，“在无限空间中无限多这样的物质也要维持平衡呢。”换句话说，当每颗恒星都被所有其余恒星的引力拉着时，恒星是“固定”不动的，这不是一样吗？
《原理》声称引力是自然的普适定律，现在牛顿正面临着矛盾；因为即使经过多个世纪的观测，恒星似乎仍像以前一样固定。稀奇的是，牛顿是唯一一个（正如我们已经看到的）对星际距离的尺度有正确估计的人；但是他没有想到，恒星是那么遥远，它们的任何运动几乎都是不可察觉的。他继续相信恒星是不动的，他的问题是要解释何以会如此。
他对矛盾的解答可以在打算作为《原理》第二版的草稿中找到，此稿在他离开剑桥为谋求伦敦的一个职位时被丢弃了。我们记得他将绕日运行的有限的行星系统视为上帝为人类提供一个稳定环境的规划，虽然这种稳定是不理想的，因而上帝最后会介入，以防止引力削弱系统。恒星系统同样是稳定的；但是他争辩说，这是因为恒星在数目上是无穷的，它们的分布是（差不多是）对称的：每颗恒星最初是静止的，因为它在每个方向被其他恒星同等地拉着，所以它会继续保持如此状态。
但是只要一瞥夜天空就会看出这种对称其实是不理想的；的确，即便为了对较近恒星间表面的对称提供证据，牛顿也需要独具慧眼。但是他并不将不理想对称看作是一个问题：这是上帝的又一次有规律的干预，干预的结果是，恒星会恢复它们早先的秩序。
牛顿曾着力研究宇宙的动力学，但是使这些一样的恒星向我们发光的动力是什么呢？1720年左右，这个问题由他的熟人，一个年轻的内科医生威廉·斯图克利（1687—1765）向他提出。伽利略望远镜在一个世纪前就证实银河由数不清的微小恒星并合的光所形成；但是奇怪的是，对于引起这一现象的恒星的三维分布人们几乎没有继续研究的兴趣。牛顿没有想到银河的状况反驳了他的观点，恒星宇宙其实并不是对称的。
可是，斯图克利猜测，可见的恒星会一起形成一个球状的集合体，而银河中的恒星会在这个球体周围形成一个扁平的环——实际上，是像土星和土星环那样的恒星类似物。作为回应，牛顿暗示，他更倾向于一个无限的对称分布的恒星宇宙；对此斯图克利——不知道牛顿暗中相信的正是这个概念——反驳说，在这样的一个宇宙中，“[天空的]整个半球就会具有像银河系那样的发亮的外观”。
1721年早期，斯图克利和哈雷与牛顿共进早餐，并且讨论了天文学问题。其中必定包含了一个无限的恒星宇宙的可能性，因为几天以后，哈雷向皇家学会宣读了有关这一主题的两篇论文中的第一篇。当他的论文在《哲学会报》上发表时，牛顿的宇宙模型最后——以不具名的形式——进入了公众视野。
在一篇论文里，哈雷仔细地评述道：“我所听到的另一个观点主张，如果固定的恒星数目比有限还要多，那么它们外显的球的整个外表会是发亮的。”他对斯图克利的疑虑有他自己的解决办法，但是它是有缺陷的。直到1744年，关于无限和几近对称的宇宙中光的正确分析才得以发表。瑞士天文学家德·谢塞奥（1718—1751）指出，在最近恒星的距离处，对于一定数目的恒星，有（可以这么说）空间使得任何两颗恒星不至于过分靠近；这些恒星一起填满了天球的一定（小的）面积。在两倍距离处，可容纳的恒星数目可多达之前的四倍，但是每颗恒星的亮度变成了原先的1/4，视大小也变成了原先的1/4。所以，总体来说，它们会像以前那样将天空同样的面积填满，而且具有同样的亮度水平。在三倍距离处，恒星将用光填满天空更大的面积；依次类推，直到最后整个天空群星闪耀。
人们或许会如此想（现代天文学家确实将夜空的黑暗视为提出了“奥伯斯佯谬”）。但是谢塞奥指出——如同奥伯斯在1823年所做的那样——这一推理假定所有从一颗特定恒星发出的光都到