皮卡尔

皮卡尔曾获得巴黎附近地区地球表面一度纬度所对应的长度的较精确的值。为此他曾测量了（1669—70 年）从亚眠附近一点到巴黎附近一点的一条弧的长度，并用天文学方法测定了这弧两个端点处的纬度之差。为了提高测量的精确度，他将这条被测弧与一条用三角测量法精心测定的基线相连接，这种方法是荷兰数学家维勒布罗德·斯涅耳于 1615—17 年首创和使用的

（Eratosthe- nes Batarus，Leiden，1617）。1671 年皮卡尔测量结果的发表可能是促使牛顿着手研究万有引力的因素之一。〔皮卡尔在他的《数学文集》（ouvrages de Mathematique，La Haye，1731）中叙述过他的研究工作。〕

卡西尼(175)

皮卡尔对巴黎天文台工作的影响随着意大利人卡西尼的崛起而逐渐衰落。卡西尼于 1669 年到达巴黎后，很快就实际上成了巴黎天文台的台长。然而，由于他从未得到官方的任命（参见 C.Wolf，Hisoire de l ’observatoire de Paris，Paris，1902，chap.xiii），因此他在巴黎的工作条件最初几年远不如在格林威治。这里没有集中的权威，也没有固定的工作计划；由于天文台很不正常，因此每个观测员高兴怎么干就怎么干，而且经常呆在自己家里。因此，这些巴黎人对天文学的贡献就不如格林威治那么出色，直到革命以后重新组织巴黎天文台才改变了这种局面。

卡西尼还在意大利（他在那里是一位地位颇高的土木工程师）时，就由于测量了火星和木星的自转周期，编制了确定木星卫星运动的星表，而成为著名的天文学家。他在巴黎继续进行观测工作，结果是继惠更斯之后又发现

了土星的另外四颗卫星，其中两颗是用无筒的高空式望远镜发现的。他还发现土星光环被一个缝隙分成两个同心圆环，这个缝隙现在仍然称为“卡西尼环缝”（参见边码第 163 页图 102 中内外两个光环间的缝隙）；他还正确地提出，光环系这个行垦的小卫星集合而成。卡西尼还是最早注意到火星白色极冠的天文学家之一，他并将之与地球上冰雪覆盖的极地加以比较。

当火星于 1672 年发生冲时，让·里歇同一些天文学家联合测定了火星的视差或者说它的距离，卡西尼也参与了这次联合观测。把里歇在卡宴的观测结果同他的合作者在巴黎的观测结果相比较，便得到由于观察者从巴黎到卡宴的位移而造成的火星视在方向的改变。这样，解一个已知底边和两个底角的三角形即可确定这颗行星的距离。通过这次联合观测，卡西尼推导出了火星的距离，从而也推导出了太阳的距离，后者正是真正的目的所在。他估计太阳的视差约为 9″5，这个视差所对应的距离约为 87，00，000 英里。这一估算值很接近现代的值即 8”.8（1901 年爱神星发生冲时测定），它相当于平均距离 92，800，000 英里。这(176)大大改进了从亚历山大里亚时代传下来的对太阳距离的严重低估了的数字。（关于里歇一十西尼对太阳视差的测定的报道，见卡西尼的 Divers Ouvrages d’Astronomie，La Haye，1731， pp.129 ff.）

卡西尼参与了当时盛行的研究恒星周年视差的工作，这种视差从哥白尼假说看来是预料之中的；但是他的方法不够精当，因大气折射造成的误差太大而且变化多端，因此他的观测对此没有什么价值。

卡西尼在晚年也卷入关于地球形状的论争，问题的产生是由于里歇和哈雷发现秒摆在赤道附近周期缩短。牛顿曾正确地推测到，地球在两极扁平，而在赤道隆起，呈扁球体状，正象快速旋转的木星那样。但是，卡西尼坚持认为，地球在赤道是扁平的，两极的半径要比赤道半径长。这个观点显然得到由卡西尼赞助的在法国进行的对子午弧长度的几次测量的支持。这个问题直到十八世纪中叶才得到解决。当时为了测量子午弧，几支法国科学考察队被派往秘鲁和拉普兰。前后几次获得的关于子午线形状的结果都印证了牛顿的推测，而与卡西尼的观点相悖。与此类似但远为困难的问题是确定赤道的准确形状。大地测量学家至今仍在为此努力不懈。

卡西尼家族同巴黎天文台结下了长期的缘分，G.D.卡西尼的儿子、孙子和曾孙世代控制着这个机构的命运，直到法国大革命时代。

上述卡西尼的木星卫星表旨在利用伽利略所提出的一种方法来精确测定经度。借助这些星表，可以预言这些卫星的一个将在某一本初子午线的标准时间的什么时候交食；地球上某一遥远处的观测者这时记下这交食的当地时间，而这个现象的标准时间与当地时间之差即量度出该观察者相对这本初子午线的经度。利用这种方法部分地是为了测量世界上一些重要地点的经度，在这些地方巴黎科学院已派出了科学考察队。我们已经提到过其中两支：1671年度卡尔到乌拉尼堡和 1672 年里歇到卡宴。

图 111—勒麦的中星仪

勒麦(177)

1671 年度卡尔到乌拉尼堡进行的天文学考察间接地起到了把奥劳斯·勒

麦（1644—1710）介绍给巴黎科学院的作用。勒麦在那里勾留期间，学习了皮卡尔及共同事的观测技术，他回到丹麦后便对天文学作出了一项重大贡献

——发明了子午仪，而这很可能是他从皮卡尔的仪器得到了启发。

勒麦起初在哥本哈根的圆塔进行观测，这是国王克里斯蒂安四世于 1637 年为第谷·布拉赫的前助手隆戈蒙塔努斯建造的天文台。但后来勒麦便在自己家里观测，约在 1690 年他在家里安装起了他的中星仪。这仪器主要有一个可在子午面内旋转的望远镜放在正指东西方向的水平轴上。它在物镜和目镜的共同焦点处还有一个由水平和垂直线构成的网。由一个灯、一个透镜和一个反光器将一柬光通过望远镜侧部的一个小孔射到这些网线进行照明。借助一个以秒为单位发出嘀嗒声的时钟，可把恒星通过每根直立线的时刻记录下来，这样，过子午线的时刻也就可以计算出来。仪器的误差可根据适当的综合观测推算出来，象现代的天文台一样。运用这种仪器，可以容易而又精确地测定恒星的赤经差。相应的赤纬可通过一个随一根指针转动的显微镜读出，这指针与仪器的轴垂直，并在一个刻度圈上转动（见图 111）。

勒麦观测方法的优点在于避免用笨重麻烦的仪器来测量天体角度。这种仪器很昂贵；它需要装备许多用具，很费时间，还要有几位助手协助进行操作，而如此得到的结果并不正是所需求的赤经和赤纬；只有经过烦琐的计算后方可根据这些观察结果推算出赤经和赤纬。

勒麦的仪器以及几乎他的所有观测记录都在 1728 年 10 月的大火灾中焚毁，这场大火使哥本哈根戌为一片废墟。然而，勒麦的忠实弟子彼德·霍雷鲍根据记忆并参考勒麦的备忘录手稿，在他的《天文学基础》（ Basis Astronomiae，Havniae，1735）一书中细致描述了勒麦的仪器和方法，上述细节都引自该书。

（参见 E.Philipsen，Olaus Romer，Christiana，1860。）

格林威治天文台：弗拉姆斯提德(178)

格林威治天文台的初期历史与约翰·弗拉姆斯提德的身世有不解之缘，他是第一个在那里任有公职的天文学家。倘若没有弗拉姆斯提德的事业心，那末这天文台能不能在那时候建立起来，或者即使建立起来了，会不会获得那么大的成就，均属疑问。

约翰·弗拉姆斯提德于 1646 年 8 月 19 日出生在德比附近。他因身体不好而辍学，所以他只好主要依靠自己的才智。他青年时代大部分时间是自学数学和天文学。他曾将自己编制的 1670 年星历表寄给皇家学会，由此他与皇家学会的秘书亨利·奥尔登伯格交上了朋友，他后来在那年，还去拜访了奥尔登伯格。在伦敦时，约翰·科林斯曾带他到伦敦塔去见乔纳斯·穆尔爵士，穆尔爵士当时是火炮监督官，后来成为皇家学会的杰出数学家。穆尔赠给弗拉姆斯提德一台汤利式测微计，还给了他一些透镜。其后不久，他就用这些东西造了一架望远镜，并在德比建立了一所小天文台。他在这里专心致力于测微观测，最后改进了霍罗克斯在月球理论方面的工作。弗拉姆斯提德向穆尔回赠了一对“晴雨计”（温度计和气庄计），穆尔又仿造了一对进呈查理二世，穆尔常对查理二世谈起这位年轻的天文学家。不久，弗拉姆斯提德来到剑桥大学，在那里结识了牛顿和巴罗。在获得了文学硕士学位之后，他成为牧师，准备专供神职。然而，1675 年穆尔邀他去伦敦掌管他打算不久将在

当时属于皇家学会所有的切尔西学院建立的一所天文台。同时，穆尔举荐弗拉姆斯提德加入一个委员会，委员除穆尔自己之外，还包括布龙克尔、雷恩和胡克，其任务是考虑一位法国贵

图 112—弗拉姆斯提德时代的格林威治天文台（外景）图 113—弗拉姆斯提德时代的格林威治天文台（内景）图 114—约翰·弗拉姆斯提德

族德·圣·皮埃尔先生提出的建议：用精确测定月球在恒星中间位置的方法

来确定海洋上的经度。弗拉姆斯提德指出，甚至在理论上这种方法也不是最可取的，在实践上更成问题，因为当时的月表和星表很不可靠。他的反对意见被报告给了查理二世，查理二世“热切他说，‘为了他的海员们，他必须重新观察、考查和修正它们〔恒星位置和月球运动〕。’⋯⋯当问到谁能够做，或者应当谁来做时，‘（他说）把它们告诉你的那个人’”（Bai1y，P.38）。 1675 年 3(179)月，穆尔把这位国王颁发的特许状授予弗拉姆斯提德，任命他

为“我们的天文观测家”，年俸 100 英镑。穆尔提出了在切尔西建立一所天文台的方案；海德公园也曾被提出作为可能的台址，但最后采纳的是雷恩提出的在格林成洽山建造的方案。查理二世在 1675 年 12 月 22 日签署了建立格

林威治天文台的特许状。天文台在 8 月奠基，弗拉姆斯提德在翌年 7 月就任。然而，弗拉姆斯提德在能够正式开展工作之前，还必须先给这新天文台

装备仪器。他已经有了一台小型象限仪和一台六分仪，这是他以前在伦敦塔制造的，穆尔又给了他两台时钟；但是为了配齐天文台的设备，他不得不既破费又劳神，而得不到他有权获得的报偿。他的仪器大都是那时巴黎天文合和别处在应用的那种型式，即由望远镜瞄准器和指示的刻度弧组成。为了给测量天体角度的度量器具和测微螺杆标刻度和检定，弗拉姆斯提德殚精竭虑，而助手常常只有“一个只知道领工钱，其他什么也不知道的拙劣工人”。弗拉姆斯提德最精密的仪器是一台标有 140 度的墙仪，这是他在朋友亚伯拉

罕·夏普的帮助之下，耗资 120 英镑，费时一年多而于 1689 年制成的。

弗拉姆斯提德在格林威治多年操劳的主要成果，是编制成了一种空前精确、所包括的恒星数目空前多的星表。这张星表标志着现代精密天文学发展的一个重要阶段。弗拉姆斯提德的例行工作还包括经常观测太阳、月球和行星，并修正有关的表。他发明了许多新的观测方法，例如现在仍以他命名的测定春分点——黄道和赤道分度的原点——的方法。在编制他的星表时，弗拉姆斯提德通常总是用他的六分仪来测量一对恒星的角距离，这样便逐渐建立起了遍布可见天空的这种“相互距离”的网。然后，这样测量记录下来的恒星位置通过计算而与某些所选定的基本星的位置联结了起来。这些基本星的（因而最后所有其余恒星的）绝对坐标可借助墙仪和摆钟来测定，由此便可确定它们过中天的时间和高度。按照勒麦的做法，墙仪和时钟也常被直接用来测定恒垦位置，而这(180)两种方法可用来相互验证。这样，他便编制成一个包括将近三千个恒星位置的星表。

健康不佳和金钱拮据使得弗拉姆斯提德在格林威治的四十五个春秋过得郁郁寡欢。围绕他的观测结果的发表问题，他又陷入一场同牛顿和哈雷的漫长而又痛苦的论争之中。简言之，这场争论在于，弗拉姆斯提德在他的星表

达致最大可能的完善程度之前，不急于发表它。他认为，这项工作已经耗费了他自己的大约 2，000 英镑的钱财，而政府除了给他薪俸之外再无分文津贴，因而他有权决定发表自己观测结果的时间。牛顿则好象认为，弗拉姆斯提德是一名政府官员，他的观察结果属国家所有，因此应当为了公共利益而迅速发表。牛顿后来成为格林威治天文台的视察员。牛顿也亟想在他去世之前，表明他的万有引力理论与已有的最精确的观测结果相一致，从而确证它。但是，弗拉姆斯提德对牛顿的理论研究没有多大兴趣，他谴责牛顿没有正当地承认他不断提供给牛顿月球观测资料，而牛顿利用这些资料修正了自己的月球理论。弗拉姆斯提德似乎也特别不喜欢哈雷。起初这可能是因为哈雷的神学观点显得自由化；1712 年，哈雷未经弗拉姆斯提德的同意，编辑出版了大大缩减而又残缺不全的格林威治天文台观测结果，使它们的科学价值大为降低，这使得他们的争吵进一步加剧。甚至已刊印的部分也不是弗拉姆斯提德最新的和最出色的工作，而大部分是一些仅仅作为保证而寄给牛顿的他早先的观测资料，弗拉姆斯提德保证在适当时候制成他的星表。

弗拉姆斯提德决意根据自己的主张自费重新印刷他的观测结果和星表。他设法买来 1712 年版本的四百册中的三百册。他从这三百册中挑出他自己准备付印的东西，即他早期用六分仪观测的结果，他把这些编入他的新版本，作为第一卷的主体。至于哈雷版本的其余部分，他都付之一炬。然而，他还没有来得及把他后期的观测结果和恒星位置资料付印便去世了（旧历 1719

年 12 月 31 日）；这一任务后来由他的朋友克罗斯韦特和夏普完成，而《英国天文学史》（Historia Coelestis Britannica）一书最后于 1725 年以三卷本出版。

(181)弗兰西斯·贝利首先整理出版了弗拉姆斯提德的包含大量自传材料的重要的备忘录和书信（An Account of the Rev.John Flams- teed，etc.， London， 1835）。贝利根据自己的观测以及他所编集的弗拉姆斯提德的论文重新计算了弗拉姆斯提德的恒星位置数据，上述具体材料大都取自他所编纂的弗拉姆斯提德的论文。〔贝利对这些论争的论述，表现出他对牛顿和哈雷怀有一定的敌意；关于他们这个争端的简述，见惠威尔的小册子《牛顿和弗拉姆斯提德》（Newton and Flamsteed，Cambridge，1836）〕。

（参见 E.W.Maunder，The Royal Observaiory，Greenwich，1900。）