作者：（英）科林·斯图尔特
出版社：中信出版社
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极简天文学试读：
序言
我深爱群星，因此无惧黑夜。——莎拉·威廉斯（《老天文学家寄语》，1868年）从记事起，我就被夜空深深地吸引着，这是我第一次热爱一种事物。小时候，大人们常常给我们讲一些童话故事，里面有小矮人、恶龙，还有女巫。但是在我的眼中，宇宙远远比这些童话故事更神奇。
一代又一代的天文学家为我们拉开了宇宙的帷幕，揭示它最深处的秘密。他们的发现令人叹为观止，不计其数的行星围绕着无穷无尽的恒星翩翩起舞，引力随着时间长河的奔流不息而不停地扭曲着空间。我们可以跟随原子的足迹，踏上从恒星的心脏到你的皮肤和骨骼的旅途。我们还向太阳系中的每一颗行星都发送了探测器，并在月球上的尘埃上留下了我们人类的足迹。
像宇宙这样巨大的尺度是令人望而生畏的，过去10年间，我一直在记录和谈论关于天文学的事情，却仍然觉得自己十分渺小。许多人都会打退堂鼓，因为他们认为学习天文学一定很困难，其实并不是这样的。这本书的目的就在于把广阔的空间拆解成易于理解的碎片，在这里你不会看到数学推导和专业术语，我只是想简单地向你讲述一下宇宙中那些最为迷人的景象。
我把一些我们尚未了解的问题和已经提出的猜测也一并写进了书中，不过回答一个问题的同时往往会引发出一些其他问题。我们仍不明白宇宙主要是由什么构成的，也不清楚宇宙中是否还存在其他生命形式。天文学家们仍在试图弄清楚我们所在的宇宙是否唯一，也还在探索时间和空间到底是怎样开始的。这些都属于一些较为基本的问题。
本书内容按照距离地球越来越远的顺序编排，从我们最早的天文发现开始，然后进入更广阔的太阳系，再前往更远的星系和宇宙边缘。我们的旅程将覆盖930亿光年的空间，横跨接近140亿年的时间。我精心地规划了一条线路，以便你能将整个宇宙掌握在手中，并且在这一路上发现你最感兴趣的东西。
那么，接下来就请和我一同踏上探索宇宙的旅途吧，希望你也可以像我一样爱上这片夜空。第1章早期天文学记录时间的流逝
很久以前，在我们的祖先看来，天空并不是行星、星系或者黑洞的住所，而是神的领地，它会给我们带来关于未来的预兆。一声霹雳可以用来表达上天的不满，一颗划过的彗星则是不祥的征兆。
不过，那时天空最重要的作用还是作为一座天然的时钟。在钟表、电脑和智能手机还远远没有被发明出来之前，我们的祖先发现天空本身运行的规律就可以指明时间。他们把太阳从升起到落下，再到下一次升起的循环周期看作“一天”，又把连续7天称为“一周”，并且用7个看起来和别的星星不一样的天体分别为之命名。
月亮的形状也在不断地发生着变化，在一段时间里先变大再变小，从一个小月牙变成耀眼的满月，然后再变回去。这样一次阴晴圆缺的变化大约需要30天，我们的祖先把这个周期叫作“一月”。随着时间的流逝，语言的不断变化让“月”这个单词最终丢失了一个字母（从moonth变为month）。同时，太阳的运动还遵循着一个更长的运行周期。每天早晨它会从东方升起，晚上从西边落下，每天正午它则会爬到这一天所在的最高处。不过，太阳每天正午时的高度并不总是一样的，持续观测几个月之后，你会发现太阳在天上画出了一个“8”字，这被我们称为“日行迹”。太阳画出一个完整的“8”字需要365天，古人把这个周期叫作“一年”。一年又可以分成4个季节，每个季节都有各自的气候特点。在春夏秋冬循环往复的同时，太阳则在天上沿着日行迹画着自己的“8”字。
10 000年前，我们的祖先建造了与自然规律相符合的巨大时钟。2004年，一个考古团队在苏格兰发现了一个大约存在于上述时间段的古老的石器时代遗址。到了2013年，他们弄明白了这片遗址为何建成这样。当年的工匠沿着50米长的圆弧挖了12个坑，每一个都代表一段完整的月相变化的周期（大约一个月），而这通常也就是一年的时间（偶尔当第一个满月出现在一月初时，一年中就会出现13个满月）。在那之后又过了5 000年，一些石匠在英国索尔兹伯里平原建造了一大圈巨石阵。站在巨石阵中，你会在正午太阳高度达到日行迹最高点的那一天（也就是夏至日），看到太阳正好从某一块特殊的石头（踵石）上方升起。图1-1 在一年的时间里，太阳会在天上画出一个“8”字，天文学家称其为“日行迹”
今天，我们已经处于数字时代，我们四处奔波、终日忙碌，过着现代人的生活，却几乎对天空中的规律毫不关心。但对于古代文明来说，这是测量时间的唯一办法。他们对于太阳和其他恒星运动的广泛研究构成了现在的我们组织生活的基础。探索地球的形状
如果有人跟你说中世纪的聪明人都以为地球是平的，你可千万不要相信，2 000年前的人们就知道情况并非如此。在这一点上，我们应该感谢的是古希腊数学家埃拉托色尼（Eratosthenes），他在没有出过埃及的情况下就发现了这一点——地球是圆的。
埃拉托色尼在埃及一个叫塞伊尼（今阿斯旺）的城市发现，在夏至这一天的正午，太阳会直射人们的头顶。于是，他做了一个堪称天才的实验，他在800千米外的亚历山大城，第二年夏至的同一时间对太阳进行观测。怎么观测呢？埃拉托色尼在地面上竖起了一根木桩，然后观察它的影子。结果他发现，这一次太阳光并不是从正上方直直地照射下来，而是偏离了一些角度，约为7°。造成这种差异的原因在于地球表面是弯曲的，也就是说，太阳光照射每一个城市的角度是不同的。
不仅如此，埃拉托色尼还做了更进一步的工作。因为800千米的距离就能够使太阳光照射出现7°的偏差，那么把7°放大成完整的360°，便能估算出地球的周长为41 000千米（他在计算时使用的是一种叫作“斯塔德”的古希腊长度单位，所以实际上得到的长度约为250 000斯塔德），这个长度与我们今天计算结果的误差范围为10%~15%。也就是说，古希腊人不仅已经知道地球是圆的，而且对地球有多大有了较深的了解。图1-2 埃拉托色尼通过观察埃及不同地区太阳光照射的角度，计算出了地球的大小埃拉托色尼
埃拉托色尼是最早的博学家之一。在测量地球周长的同时，他也在地理、音乐、数学和诗歌等领域做出了重要贡献。他在当时就非常受人尊敬，曾受邀担任著名的亚历山大图书馆馆长。尽管这个图书馆最终被焚毁，但在鼎盛时期，它是全世界最大的古老知识宝库之一。
埃拉托色尼通过查阅很多重要的地图和书籍，整理出了一幅世界地图集，并依据气候将其划分为若干区域。他首次在地图上画出了坐标网格和经线，并标出了400多个城市的坐标。正是因为这项工作，他被尊为“地理学之父”。
埃拉托色尼的第二大成就应该是埃拉托色尼筛法——这是一种通过筛除一个素数所有的倍数，从而识别素数（素数只能被两个数整除——1和它本身）的方法。
为了纪念埃拉托色尼所做出的重要贡献，人们用他的名字命名了月球上的一座环形山。
其实，早在埃拉托色尼生活的时期之前，即使那时候的人们还对地球的大小不太清楚，但他们也知道地球的形状了。在发生月偏食的时候，地球的影子会投射在月球上（见第13页），人们很容易就能发现这个影子的边缘是一段曲线。据推测，中国的《周书》记载了发生在公元前12世纪的一次月食，而古希腊剧作家阿里斯托芬在作品《云》中确切地记录了一次发生于公元前421年的月食。如果这两个文明中有人明白月食的成因是地球挡住了照射在月球上的太阳光的话，那么他们就能意识到地球并不是平的。接下来，让我们更加深入地了解一下“食”，即天体掩食现象。日食
天体掩食现象其实在天空中时有发生，通常都是某个天体被遮挡在视线之外。我们主要见到的有两种：日食和月食。日食就是月球挡住了照向地球的太阳光，而月食则是地球挡住了大部分本应照向月球的太阳光。图1-3 当月球挡住太阳的时候，我们就会看到日食
几千年来，人类一直都在对日食进行观测，我们对日食心存好奇，更对日食充满担忧。据说在4 000年前的中国古代，有一位叫姒中康的君王处死了宫中两名未能预测日食的天文学家。在我们完全了解日食的原理之前，人们往往把它看作不祥的征兆，认为这是神在表达对人类所犯下的罪过的不满。
当月球把太阳严严实实地挡住的时候，我们就能看到最为壮观的日全食。虽然对于特定的某一个地方来说，发生日全食属于非常罕见的事情，但是放眼全球，每隔大约18个月就会发生一次日全食。而月球在空中掠过的速度很快，这导致这一奇观最长只能持续7分32秒。在一次日全食的过程中，最为壮丽的食的形状当属以一位19世纪的英国天文学家的名字命名的“贝利珠”。食既之前的最后一缕阳光和生光之后的第一缕阳光会穿过月球表面的环形山之后再到达地球，这就产生了令人惊叹的钻石戒指般的效果（见图1–4）。
在全食阶段，天空会明显变暗，温度也会下降，原本还在放声歌唱的鸟儿们也被白天突然消失的太阳给弄糊涂了，变得安静下来。但是，日全食不仅仅是业余天文爱好者们赞叹大自然的奇妙的时刻，它还是天文学家们进一步了解宇宙的宝贵机会。我们将会看到，有一些对宇宙的里程碑式的突破性发现正是建立在日全食的观测基础上的（见第1章章末）。图1-4 像钻石戒指一样的贝利珠
然而，并非所有的日食都是日全食，通常月球只能遮住太阳的一部分，就形成了日偏食，太阳看起来就像是被“吃”掉了一块一样。还有一种日食，它的成因是月球和地球之间的距离会有一些微小的变化，而当月球离我们很远的时候，它看起来就显得比较小，即便月球运行到原本应该发生日全食的位置也无法完全遮住太阳，我们根据拉丁语中的“环”这个单词给这种日食起名叫“日环食”。
值得庆幸的是，对于观测日食来说，我们现在所生活的时期很特殊。为什么这么说呢？因为在数百万年之前，月球离地球更近，于是就会更频繁地发生日全食，并且不会出现“贝利珠”的景象；而在未来，当月球离我们更远的时候，在我们看来它就会变得更小，从而有一天再也不能完全遮住太阳，也就是说，我们遥远的后代只能看得到日偏食和日环食。月食
月球因为反射太阳光才能被我们看见，但是在月全食期间，太阳直射向月球的光都被地球给挡住了。也可以说，是月球走进了地球的影子——也就是本影。如果月球只从地球的一部分影子里面走过去，那么我们就会看到月偏食或者半影月食。
虽然在全食阶段，太阳的所有直射光都被地球挡住了，但是有一些光还是能间接地照亮月球。这是因为地球大气层可以折射地球周围的少量太阳光，令它们弯曲。我们通常所见的白光其实是7种颜色的复合光，地球的大气层把红色光弯折向月球的方向，而剩下的光则被分散到太空中，这导致了在月全食期间的月亮看起来是古铜色、橙色或红色的。如果空气中有火山灰的话，则会加剧这种效应，使月球呈现出更深的血红色；而如果地球没有了大气层的话，月全食的时候月球看起来就像在天空中暂时消失了一样。
与相对短暂又罕见的日食相比，月食持续的时间更长，而且发生得更频繁，因为对于比月球大很多的地球来说，想要挡住直射向月球的光线，可比月球挡住太阳那样的庞然大物要轻松得多。月全食可以持续长达100分钟，并且每一次月全食发生的时候，地球上大多数处于夜晚的人都能看见。图1-5 当月球躲到地球影子里的时候我们就会看到月食
就像观测日食一样，几千年来，人们也一直观测着月食。早在公元前2094年，苏美尔人就开始在泥板书上对月食进行记载，并且还会在旁边附上对即将到来的厄运的预言——在古代，天体掩食现象往往都会跟迷信扯在一起，而最有名的一次月食发生在1504年，克里斯托弗·哥伦布（Christopher Columbus）刚刚发现新大陆不久之后。由于木船在航行中被蛀虫给啃坏了，所以这位意大利探险家和他的船员们被困在了牙买加修理船只。
一开始，当地的原住民很迁就他们，但是随着停留的时间越来越长，哥伦布一行人变得越来越不受欢迎，甚至做出了一些类似于抢夺当地人的食物之类的事情，这彻底激怒了当地人。于是，在哥伦布一行停留的第6个月开始，当地的酋长就切断了他们的所有补给。正当哥伦布陷入绝望的时候，他突然想起自己的船上带了用于导航的星图以及天文事件年表。经过查阅，哥伦布发现在1504年2月29日会发生一次月食，于是哥伦布非常狡猾地告诉酋长，他和上帝一直保持着联系，而上帝对于船员们受到的待遇异常愤怒，于是决定用把月亮变成血红色的方式来降下天罚。于是，当这天晚上月食真的发生的时候，当地的这些原住民立马就又变得愿意合作了。
对此，哥伦布的儿子这样写道：“他们怀着巨大的悲痛，嚎叫着从四面八方满载着食物向我们涌来，祈求着我们的船长代表他们向上帝求情。”这个故事告诉我们迷信有多么危险，而正确地了解宇宙如何运转又是何等的重要。星座
在夜空中，我们除了月亮之外，能看到的就只有星星了。在晴朗的夜晚，你甚至能看到数以千计的星星。几千年来，世界各地的人类文明都在玩这种巨型的连线游戏，充满想象力地把这些星星“联结组合”，从而“发明”了所谓的星座。这种划分通常都很随心所欲，每个星座里面的星星除了在我们眼中看起来很接近之外，其实彼此间几乎没有什么关系。另外，很多星座其实跟它们的名字相去甚远，比如小犬座，说是一条小狗，其实只是两颗星星连成一条线，甚至连腿都没有，根本一点儿也不像狗。
造成这种现象的原因是，人们将一些神话故事投射到了星星上，他们把整个星空当作一本巨大的故事书，用它来讲述故事中英勇的王子、遇险的少女、虚荣的国王，还有神奇的飞龙。在印刷术还没诞生的时候，人类习惯于将神话故事口口相传，而星星就是记录这些故事的载体。除此之外，星星还是人类代代相传重要信息的方式。
古人注意到，星座的出现就像气候一样，会随着季节的变化而变化，著名的猎户座会在冬天霸占北半球的天空，直到天气转暖才逐渐销声匿迹。通过星空中的这种季节性线索，我们的祖先们掌握了播种和收获的时令。其实天文学知识也是一本代代相传的农业教科书，不过是通过讲述星星的故事来“上课”罢了，星座令记忆的过程变得更加简便。图1-6 阿尔布雷希特·丢勒于1515年绘制的北半球星座木刻版画
现在，南半球和北半球加起来一共有88个星座得到了天文学家们的正式确认。北半球的星座名称有很大一部分都来自古希腊和古罗马的神话传说，比如著名的大英雄珀尔修斯和缪斯女神的坐骑飞马帕加索斯。而南半球的星座则大多是在大航海时代由第一批朝向那里航行的探险家发现的，因此它们的名字更多的是生活中能见到的东西，不像北半球星座那样充满幻想，比如显微镜、望远镜、航海设备、船、鱼，还有海鸟等。
无论是澳大利亚原住民还是中国人，是阿拉斯加的因纽特人还是印加人，每一个文明都有自己的星座系统，但是欧洲工业革命的爆发导致古希腊和古罗马的星座系统最终成为全球通行的标准。这些星座在几个世纪间发生过多次变化，最终国际天文学联合会（IAU）于1922年把它们全部永久性地正式确定下来。
现在的星座仍然只是人为划分的区域，而不是真的把相互间有关联的星星划分在一起。如果你出生在一颗并不围绕太阳，而是围绕着星空中的某一颗恒星公转的行星上的话，你看到的大部分星星可能还是在地球上看到的那些，只不过是从一个完全不同的方向上看罢了。既然这些星星的位置和地球上所看到的不一样，那么你的祖先一定会划分出与现在地球上所用的星座完全不同的星座。黄道和黄道十二宫
其实在白天，星星们仍然都还待在天上，我们看不见它们只是因为太阳实在是太亮、太耀眼了，星星的亮度和它相比就像8万人体育场内大聚光灯下的一根蜡烛。不过，尽管白天看不见这些星星，我们也可以探讨太阳目前处于什么星座这样的问题。
与背景中的恒星相比，太阳每天会在天空中移动大约不到1°的距离，一年下来，便会在天上转完一圈，也就是360°，而太阳在天空中所走过的路径就叫作黄道。我们的祖先也注意到了这一点，早在公元前的第一个千年里，巴比伦人就在黄道上划分出了12个星座，正好对应一年中的12个月。哪怕你对天文学知之甚少，但你对这些星座的名字也有可能耳熟能详：白羊座、金牛座、双子座、巨蟹座、狮子座、处女座、天秤座、天蝎座、人马座、摩羯座、水瓶座和双鱼座，这些就是所谓的“黄道十二宫”（zodiac）中的12个星座。
古人总是会将星空和迷信联系在一起，他们常常认为天上发生的事情会影响自己手头的事情，这就是占星术的起源——认为天体运行的规律会对人们的生活产生影响，特别是当你出生的时候太阳位于什么星座，这对你的一生都会产生一定的影响。不过有了现代的天文学研究之后，我们知道这种说法是毫无根据的，天上的那些星星只是距离我们非常遥远的又大又热的气态球体而已。你出生那天的星星到底是什么样的，对你今后的生活或者性格能够产生的影响，可能就跟产房里花瓶摆放的位置，或者你爸爸将车停在医院停车场时车头是否朝北的影响差不多大。图1-7 一幅16世纪的黄道十二星座木刻图，它们共同描绘出了一年之中太阳在天空中的足迹
不过，黄道和黄道十二宫在我们摒弃迷信、相信科学的道路上的确起到了举足轻重的作用。接下来我们将会学习到，观测黄道附近天体的运动对于我们抛弃那些陈旧的、毫无根据的想法，并颠覆我们对于自己在宇宙中的位置的理解起到了怎样至关重要的作用。四处游荡的星星
在古人眼中，天上的星星分成三种。那些规矩地待在星座里面不会乱动的叫作恒星，也就是不动的星星。偶尔会有一颗流星，在天上划过一道绚丽的光彩。还有一种会四处游荡的星星，这种星星一共只有5颗，它们不像别的星星待在原地，而是在黄道附近，穿行过一个又一个黄道星座。希腊人给他们起了一个名字，叫作“会动的星星”，根据这个名字，现在我们把这种星星称为“行星”。
在欧洲，人们用罗马诸神的名字来给这些不合群的星星命名：墨丘利、维纳斯、玛尔斯、朱庇特和萨图恩。这些星星和太阳、月亮一样，在黄道星座中穿行，与那些安然不动的星星形成了鲜明对比，于是古人们用它们的名字来命名一周的7天（参阅表1–1）。从表格中我们可以发现，就算相隔甚远，但是人类各个文明的“一周”似乎都是7天，也就是说，几乎所有的文明都注意到了靠近黄道的这7颗与众不同的星星。毕竟，日、月、年这样的时间周期都是从天文观测中直接得到的，而“周”这个概念是人为定义的。
其实，太阳系中还有两颗行星——天王星和海王星——也在黄道附近运行，但是由于它们离太阳实在太远，以至于太过暗淡，只有用望远镜才能看得到它们，所以古人并不知道它们的存在。不过，我们可以考虑一个很有趣的问题，如果人类进化出了更大更厉害的眼睛，就有可能用肉眼看见天王星和海王星，那么我们现在的一周很可能就是9天。表1-1 行星与一周时间的对应* 英文名字来自北欧神话，所以与行星的名称并不对应。
如果你连续几个月甚至几年都坚持对行星进行观测的话，你会发现它们的行为有些古怪。它们会先沿着黄道朝一个方向运行，然后停下来，调转方向，倒着再走一段，这就是所谓的“行星逆行”。这种不寻常的行为可能只有完全了解天体运行规律的人才能解释。托勒密与地心说
很多古代文明，尤其是古希腊人，会把他们已掌握的所有与天空相关的知识拼凑起来，最终得到一个宇宙的模型。他们知道地球是一个球形的物体，而太阳和星星看起来每天都会绕着地球旋转一圈。由于感受不到地球本身的移动，所以他们很自然地根据日常经验得出结论——我们生活在一个静止不动的地球上，太阳、月球、行星以及别的恒星都围绕着地球旋转。这种把地球当作宇宙中心的理论就是地心说。图1-8 从1687年的图中可以看出，早期天文学家认为地球就是宇宙的中心，太阳绕着地球运行
这种理论听上去很合理，它不仅符合人们对于天空的观察，也与宗教中有关创世主在宇宙的中心创造了地球的说法完美契合。当时，大多数人给出的模型就是在地球的周围环绕着一圈又一圈的轮子，而太阳、月球、行星以及恒星都位于这些轮上。由于月球在天空中移动得最快，所以它自然被安排在第一圈的轮子上，从月球往外则依次是水星、金星、太阳、火星、木星和土星，而在土星之外，就是那些星座中的恒星。
但是，这个模型的主要问题是，它很难解释行星逆行的问题，为什么有的轮子会突然停下，然后朝别的方向转动呢？希腊数学家克罗狄斯·托勒密（Claudius Ptolemy）提出了一种解决方案，我们称为“托勒密模型”。他认为，行星在一个叫作本轮的小圆上面运行，而这个小圆又在一个叫作均轮的更大的轮子上运行（见图1–9）。当行星沿着本轮运行的方向与均轮的运行方向一致时，我们就能看到它沿着黄道朝着一个方向移动；而当行星沿着本轮运行的方向与均轮运行的方向相反时，在我们看来它便是调转了方向。这个模型很巧妙，也相当符合天体运行规律，因此在1 000多年的时间里都没有遭到质疑。图1-9 托勒密提出了本轮和均轮的概念以解释行星逆行克罗狄斯·托勒密（约100—170）
作为一个在天文学领域影响力跨越1 000多年的人，托勒密的生平在史书中却少有记载，留下来的只有他取得的一些成果。他居住在亚历山大城，这里当时是罗马帝国的一部分，现在则属于埃及。
在《行星假说》一书中，托勒密提出了“本轮说”，并尝试着计算过宇宙的大小。他认为地球到太阳的距离是地球直径的605倍（实际上约为12 000倍），地球到恒星的距离是地球直径的10 000倍（实际上超过30亿倍）。他在另一本天文学著作《天文学大成》中列出了48个星座（并非现在的88个），其中有很多我们今天仍在使用。
托勒密还是一位狂热的占星家，不过也有资料显示他认为生活环境会对一个人的行为和性格产生影响。他在音乐、光学、地理学等领域也颇有建树。与埃拉托色尼一样，月球上也有一个以托勒密的名字命名的环形山。哥白尼与日心说
到了16世纪，托勒密模型在西方文化中已经变得根深蒂固，甚至对它产生一点儿质疑都会招致生命危险。自古希腊时代以来，基督教的势力席卷欧洲，其核心教义之一便是上帝在7天之内创造了整个宇宙，那么自然而然地，地球就应该是上帝创世的中心。所有提出反对意见的人都会被视为异端，那么又何必要提出自己的意见去惹麻烦呢？但是，中东地区的伊斯兰学者们并不受这些教条的约束，因此他们早在1050年就在托勒密的地心说中找到了一些漏洞。
其实在16世纪的欧洲，波兰有一位名叫尼古拉·哥白尼（Nicolaus Copernicus）的数学家就意识到，并不需要用本轮和均轮这么复杂的系统来解释行星逆行，我们只要把太阳放在中心，把地球当作一个围绕着它运行的行星之一就可以了。这就是日心说。图1-10 托勒密（左）和哥白尼（右）对行星逆行的不同解释
火星之所以会有明显的逆行，只不过是因为我们的地球在绕着太阳公转的过程中不断“追赶”着它罢了。当地球在火星身后朝向它运行的时候，我们可以看到火星也朝向某一个方向前进着，但是一旦地球开始超越火星并继续向前运行，火星在我们看来就像是在倒退。16世纪的头10年，哥白尼开始记录自己的研究，并且将研究成果偷偷地做了一些备份交给了信任的朋友。1532年，他已经确定自己是对的，但由于害怕遭受迫害，哥白尼拒绝公开发表自己的作品。据说哥白尼只在临终前看到了一本自己已完成的书，不过这个说法的真实性还有待探讨。如果这个故事是真的，那么哥白尼一定知道自己的研究成果最终会出版。哥白尼在1543年平静地与世长辞，他留给后人的这本书——《天体运行论》——可以说是人类历史上最重要的著作之一。《天体运行论》引发了一场神学危机。到16世纪末，意大利修士乔尔丹诺·布鲁诺（Giordano Bruno）成为支持日心说的领军人物，他不仅论证了地球绕太阳运行，而且还提出那些恒星只是距离我们很远的“太阳”而已，它们也都有自己的行星，甚至这些行星上有可能也存在生命。1600年，布鲁诺被宗教裁判所判为异端并烧死，一些历史学家认为布鲁诺在天文学方面提出的观点就是他众多“思想罪”之一。
其实关于地心说和日心说的争论，双方都缺少强有力的证据来证明自己的观点。一位来自丹麦的天文学家在努力探寻真相的过程中，提出了一种将这两种模型混合在一起的模型。第谷·布拉赫
丹麦天文学家第谷·布拉赫（Tycho Brahe）是一个很古怪的人。在他成年后的大部分时间里，他都戴着一个黄铜做的鼻子，因为他在20岁时曾为了一个数学上的问题跟别人决斗，被人用剑把鼻尖削了下来。一些历史学家甚至认为威廉·莎士比亚（William Shakespeare）是以第谷为原型创作了哈姆雷特这个人物，剧中罗森克兰茨和吉尔登斯特恩这两个人物也与第谷的表兄弟同名。甚至有可能整部《哈姆雷特》都在影射日心说与地心说之争，因为剧中角色克罗狄斯与克罗狄斯·托勒密同名。
我们所知道的是，第谷非常热爱天文学，并且也擅长于此，他对天空所做的测量比他之前的所有天文学家的测量都更精准。丹麦国王赠予了他一座小岛（汶岛，今属瑞典），并资助他建造了一座巨大的天文台。第谷称之为“观天堡”，是神话中负责掌管天文学的缪斯女神乌拉尼亚居住的城堡的名字。
观天堡中的社交活动可谓精彩，与在那里进行的天文观测一样著名。第谷雇用了一个名叫杰普的矮人小丑，杰普经常躲在桌子底下，然后再突然跳出来给客人们一个惊喜。第谷还在院子里养了一头温驯的麋鹿，但不幸的是，这头麋鹿有一天从一个敞口的啤酒桶内喝了很多啤酒，喝得酩酊大醉，从楼梯上摔死了。第谷本人的离世和这头鹿的遭遇相差无几。1601年，第谷在布拉格参加一个极尽奢华的宴会，尽管已经喝了很多酒，他却坚决不愿意离席去上一趟厕所。11天后，他最终死于尿毒症——血液中尿素含量超标，而他的膀胱都被撑破了。
在54岁意外离世之前，第谷在观天堡中非常仔细地用六分仪和四分仪（二者都是用于测量天体之间夹角的机械装置）测量并记录下了恒星和行星的运行规律，他的许多测量结果都能精确到1/60度。这些工作使得他要在地心说和日心说二者之间取一个折中的模型，因为他无法相信像地球这么庞大的东西也能动得起来。于是，在他提出的第谷模型中，太阳和月球围绕地球运行，而其他行星围绕太阳运行。就像托勒密的本轮一样，第谷用这个模型来解释行星为什么会逆行，这至少从理论上讲是可行的。不过，当时人们仍然没有足够的证据来确定托勒密、哥白尼和第谷这三个人所提出的模型中，到底哪一个才是对的。后来，一位来自荷兰的眼镜制造商一个偶然的发现永远地改变了天文学研究。图1-11 第谷提出了一种融合了日心说和地心说的模型，地球仍然是宇宙的中心，但是有一些行星围绕着太阳运行望远镜的发明
在此之前，所有的天文观测都是通过肉眼、六分仪还有四分仪来进行的。而在1608年，荷兰人汉斯·利伯希（Hans Lippershcy）发明了第一架望远镜，并且还为这种能使远处的东西看起来近在眼前的装置申请了专利。目前我们尚不清楚，利伯希是否真的是第一个制作出这种仪器的人，但在历史上我们往往都将其归功于他。其实在科学史上有很多重大的突破，比如阿基米德洗澡中发现浮力定律，以及艾萨克·牛顿（Issac Newton）被苹果砸到脑袋这一类故事，通常会为了体现这些人的洞察力而掺入一些虚构的成分，望远镜的发明也是如此。
据说让利伯希灵光一闪的那一刻，是他看到两个孩子在他的工作室里摆弄着一盒旧镜片。当人透过两块镜片看向远处的风向标时，它突然看起来变大了很多，于是利伯希运用这种原理制作了一个能把物体放大三倍的装置。几年后，希腊科学家乔瓦尼·德米西亚尼（Giovanni Demisiani）用希腊语中的“远”和“看”这两个字合成出了一个词语，也就是我们现在所用的“望远镜”来称呼这种新装置。
但是，最后是一位意大利数学家令这项新发明发挥出了其真正的潜力，并且用它彻底击败了一个已经根深蒂固的观点。伽利略与他的望远镜观测
1608年，意大利科学家伽利略·伽利雷（Galileo Galilei）在帕多瓦大学里教授数学。某次在威尼斯旅游时，他偶然间看到了一种新发明的复制品。这个来自荷兰的新发明在当时如同野火一般在整个欧洲蔓延开来。伽利略对它的设计进行了改进，很快就制成了一架放大倍率为8倍的望远镜（相比之下，利伯希制作出来的第一台望远镜放大倍率是3倍）。不久之后，伽利略又制作了一架放大倍率超过30倍的望远镜。
伽利略很快就发现托勒密是错的，我们并不是生活在一个以地球为中心的宇宙中。1609年1月7日，伽利略把望远镜对准了木星，结果发现木星的周围有3个小天体在绕着它转，不到一周后又发现了第4个。这就是木星的4颗最大的卫星，现在被我们称为“伽利略卫星”，很显然，它们既不围绕太阳运行，也不围绕地球运行。
真正关键的事情发生在1610年9月，伽利略发现金星和月亮一样也有阴晴圆缺，有时候它看起来像是一轮满月，有时候又像是一弯新月。另外，金星的大小也在发生变化，看起来像是在靠近我们之后又走远。如果像托勒密说的那样，金星和太阳都绕着地球运行的话，那么金星就不可能会有相位，因为在托勒密模型中，金星不可能位于太阳和地球之间——但这又是金星发生相位变化的必要条件。只有在第谷和哥白尼的模型中才有可能发生这样的情况：当金星位于太阳和地球之间时，由于大部分的太阳光都落在地球望向金星的背面，这时候金星看上去就会很暗；而当金星距离地球最远的时候，金星朝向我们的这一面就会被完全照亮。
尽管有很多证据表明托勒密提出的传统的地心说模型是不成立的，但是如果你公开支持日心说的话，还是会惹祸上身。在伽利略用自己的观测结果来表明对哥白尼的支持之后，他激怒了宗教势力。他们提倡的是第谷提出的模型，这既可以解释金星相位的问题，又符合宗教对于地球应该是宇宙中心的需求。1616年，一个宗教裁判所宣布日心说与《圣经》相悖。1633年，伽利略受审并被判为“异端”，之后被处以软禁。直到1642年77岁的伽利略去世之前，他一直都在写一些争议较少的科学领域的重要作品。最终，教会还是赦免了伽利略，不过那已经是1992年的事情了。
伽利略还为一些月球表面的山脉绘制了图片，并根据阴影的长度来估算它们的高度。他对这个世界的认识达到了前人从未达到过的高度。伽利略还是第一个观测到土星环的人，他将其描述成从土星两侧伸出来的“耳朵”。他甚至还观测到了太阳表面的黑子，还发现银河并不是一团气体而是由密集的恒星组成的。约翰尼斯·开普勒与其行星运动定律
德国数学家约翰尼斯·开普勒（Johannes Kepler）早在伽利略进行观测之前，就是哥白尼模型第一批也是最激进的倡导者之一。在1600年成为第谷·布拉赫的助手之后，他就很想从行星围绕太阳运行的观测数据中归纳出一套数学模型，但由于第谷对自己的数据看得很紧，开普勒只被允许取用其中的一部分来进行研究。一年后，第谷离世，这使得开普勒通过继承轻松地得到了第谷的所有研究成果，这件事让一些历史学家认为第谷的死是一场阴谋。1901年，第谷的遗体被挖掘出来之后，人们在其中发现了水银残留的痕迹。第谷真的死于膀胱衰竭吗？还是说开普勒为了得到观测数据而毒杀了他？毕竟我们只能从开普勒的日记中看到第谷之死的记载。不过，在2010年第谷的遗体又一次被挖掘出来，根据这一次的测验结果来看，第谷体内的水银含量不足以致死。
第谷死后的10年里，开普勒通过他的观测数据总结出了著名的行星运动三大定律。
开普勒第一定律：每颗行星沿各自的椭圆轨道环绕太阳，而太阳则处在椭圆的一个焦点上。
开普勒发现，行星围绕太阳运行的轨道并不如同古人或者哥白尼所想的那样是正圆，而是椭圆形的。椭圆有两个“焦点”——这在数学上是曲线中很重要的点，太阳就在其中一个焦点上。
开普勒第二定律：太阳系中太阳和运动中的行星的连线在相等的时间内扫过相等的面积。
由于行星在椭圆轨道上运行，所以有的时候它会离太阳近一些，有时又会远一些。开普勒注意到，太阳和行星之间的连线扫过一样大的面积所花费的时间是相同的（如图1–12所示）。简单来说，就是行星离太阳越近，其运行速度就越快。
开普勒第三定律：绕以太阳为焦点的椭圆轨道运行的所有行星，其各自椭圆轨道半长轴的立方与周期的平方之比是一个常量。
大家都有一个常识，那就是行星离太阳越远，那么它运行一周的时间就越长——水星绕太阳运行一周所需时间较短，是因为它的轨道长度最小；土星绕太阳运行一周所需时间长，是因为它的轨道长度较大。而开普勒的这一发现，其重要之处在于揭示了两者之间的数学关系。基于对第谷精确的观测数据的分析，开普勒注意到行星公转周期的平方和行星与太阳之间距离的立方有关。图1-12 开普勒认为，行星绕日公转的轨道是椭圆形，并且在靠近太阳时会加速
不过，开普勒的行星运动定律还只是属于经验法则——基于直接观测归纳出结论，而不是根据理论一步一步推导证明得来的，也没有解释清楚为什么行星会绕着太阳运行。1666年，人类对于这个问题有了更深刻的理解，这一年一位英国数学家因为瘟疫爆发、学校关闭而不得不离开剑桥。据说，当时这位年轻人坐在母亲的花园里，突然一个苹果砸到了他的头上。艾萨克·牛顿和万有引力定律
这个苹果的故事看上去似乎还像那么一回事儿，不过那个苹果可没有砸到艾萨克·牛顿的头上，至少一部流传甚广的传记《艾萨克·牛顿爵士生平回忆录》（1752）里不是这个版本。这部传记的作者——威廉·斯蒂克利（William Stukeley）——某次晚餐后与牛顿一起在花园中喝茶，这位著名的科学家告诉他，自己是看到一个苹果掉在地上后想到的万有引力理论。
牛顿的主要观点是，宇宙中的每一个物体都会受到别的物体对它产生的引力。苹果就是被地球吸引着所以才会掉落到地上，但是如果这个苹果的位置足够高，并且还有足够快的速度，那么它就会开始绕着地球运行而不是撞到地上。牛顿的巨大突破在于，月球绕地球运行的原因与苹果从树上落下的原因是相同的——都是因为两个物体之间存在引力。
牛顿将他关于万有引力的观点写入了《自然哲学的数学原理》（简称《原理》），书中还有很多其他非常重要的见解，比如著名的三大运动定律。牛顿在书中指出，两个物体之间的引力大小与它们之间的距离的平方成反比。也就是说，如果你把两个物体之间的距离加倍的话，它们之间引力的大小就会下降到原来的1/4；如果物体间距离增加到之前的三倍，引力大小则会下降到原来的1/9。牛顿用自己的万有引力定律和运动定律成功地证明了开普勒的行星运动定律，而这也让他的理论显得很可靠。他有力地向世人表明：“我知道为什么行星会绕着太阳运行，并且我也能够证明这一点，因为我得出了和开普勒一样的结果。”
以开普勒第二定律为例——行星和太阳的连线在相等的时间间隔内扫过相等的面积，即行星离太阳越近时运行速度越快，离太阳越远时运行速度越慢。牛顿对此给出的解释是这样的：两个物体靠得越近，它们相互之间的引力就越大，反之引力就越小。当一颗行星靠近太阳时，引力就会增强，于是它就加速了；而当这颗行星远离太阳的时候，引力就会减弱，于是它就减速了。
但是，牛顿的这部巨著差点儿就没能印刷出来，因为当时的英国皇家学会在出版《鱼类史》一书时虚报了预算，导致经费不足。于是，牛顿的好友、天文学家埃德蒙·哈雷（Edmund Halley）决定个人出资出版这本书，这也确保了有史以来最重要的一本书得以大放异彩。艾萨克·牛顿与光学
在研究引力的同时，牛顿对光和棱镜也产生了很大的兴趣。其实用这些玻璃块做实验也不是什么新鲜事了，人们早就知道白光可以产生很多种颜色，但是大家都以为是光穿过棱镜的时候被染上了颜色，而光本身应该是纯白色的。
牛顿通过一个十分简单且巧妙的实验发现了真相。1666年，牛顿找了一个晴天，在窗户上戳了一个洞之后拉上窗帘，只放一缕阳光进入房间。然后，牛顿在这束光的路径上放了一块棱镜，看到这束光经过棱镜后成了一道彩虹。这个实验的巧妙之处体现在，牛顿在这道彩虹的后面又放上了第二块倒转过来的棱镜，结果第二块棱镜果然如他所料把彩色光重新组合成白光。这表明，彩色光根本不是被棱镜染上的颜色，白光本身就是由多种颜色的光混合而成的。用棱镜可以把白光分解成彩色光，也可以把彩色光再组合成白光。牛顿于1672年发表了这项研究成果。
现在天文学中的许多领域都是以光的这种性质为基础的，我们将在后面的章节中看到天文学家们一次又一次地依靠它来解决问题。反射式望远镜
牛顿在1668年设计了一种新型的望远镜。之前的望远镜是折射式的——它们使用透镜来弯曲或折射光线。而牛顿的反射式望远镜解决了折射式望远镜中所存在的最大的问题之一——色差。色差产生的原因在于透镜也会像棱镜一样把白光分解成彩色光，这样一来，不同颜色的光就无法聚焦在同一点上。
在反射式望远镜中，光线从顶部进入，然后在底部的曲面镜上反射回镜筒内，再通过一个平面的副镜反射到目镜所在的一侧聚焦成像。
我们现在所使用的最大的望远镜就是反射式望远镜，因为折射式望远镜的大小会受到限制。其受限制的原因在于，光线要通过两个透镜，这就意味着两头的透镜都需要支撑，如果做得太大，透镜就会因为太重而在重力作用下沉陷，使得聚焦能力下降。但是，反射式望远镜只是在底部有一面大大的镜子，所以只要把底部的承重做好就可以了。世界上最大的折射式望远镜直径也只有一米，而最大的反射式望远镜的直径已经有10多米了。罗默与光速
17世纪末是我们认识光的革命性时期，除牛顿发现了有关颜色从何而来之外，还有一位来自丹麦的天文学家奥勒·罗默（Ole Römer）对光的传播速度进行了研究。
17世纪70年代，巴黎皇家天文台派出了几位天文学家前往第谷·布拉赫位于汶岛的观天堡天文台对伽利略卫星进行观测，他们观测的重点是这几颗卫星被木星遮挡后从视野中消失的那一刻。当时的罗默是法国天文学家让·皮卡尔（Jean Picard）的助手，后来凭借着在观天堡的工作经验，罗默在巴黎天文台找到了一份工作。
对伽利略卫星的观测带来了一个棘手的难题：木星卫食发生的时间总是和用牛顿力学计算得出的时间有所偏差。1676年，罗默在巴黎天文台台长乔凡尼·卡西尼(Giovanni Cassini)已做工作的基础上提出了一个对这个问题的解释。之前人们总是认为光速是无限的——光可以瞬间从A点传播到B点，但是木卫食发生的时间总是出现偏差——当地球和木星距离很近时，木卫食会提前发生；反之当地球和木星距离很远时，木卫食则会推迟发生——这说明，光的传播也是需要时间的。罗默计算出，光走过太阳到地球这么长的一段距离大约需要11分钟，也就是说光速大约是220 000 000米每秒。
现在，我们知道光速是299 792 458米每秒，所以罗默和卡西尼计算得到的结果其实相差不大。不过，最重要的倒不在于他们得出的数值是多少，而是他们最终证明了光速是有限的——光也需要时间才能到达目的地。由于光速实在是太快了，所以我们在日常生活中很难注意到这一点，只有放到天文学的尺度上，才能引起注意。我们在后面会多次提到这一点。
在宇宙中，我们最常用的距离单位是光年，也就是光一年所走过的距离。光以299 792 458米每秒的速度行进一年，可以走9.46万亿千米。离我们最近的恒星大约在40万亿千米之外，也就是4.2光年。而对于一些距离比较近的天体我们可以用光时、光分甚至是光秒。比如冥王星距离地球5.3光时，太阳距离地球8.3光分，而月球距离地球只有1.3光秒。哈雷与彗星
17世纪70年代，法国国王和英国国王出于利用星星帮助航海的目的设立了皇家天文台。在英国，格林威治天文台的台长会被授予“皇家天文学家”的称号。在1719年第一任皇家天文学家约翰·弗拉姆斯蒂德（John Flamsteed）逝世后，这一职位由其助手埃德蒙·哈雷接任——就是他个人出资帮助牛顿出版了《原理》一书。
哈雷之所以愿意帮助牛顿出版这本书，是因为他亲眼看到了牛顿的能力。1684年，也就是《原理》出版的3年前，哈雷去拜访牛顿，他们俩对于引力以及引力和彗星——绕着太阳运行的不断翻滚着的冰晶碎片团（不过当时人们对其并不怎么了解）——之间的关系进行了讨论。1680年，一颗名为“柯尔克”的彗星壮丽地划破天际。牛顿根据弗拉姆斯蒂德的观测数据计算出，这颗彗星也遵守开普勒定律——它的运行轨道是椭圆形，并且在靠近太阳的过程中加速——所以它一定也像行星一样受到太阳引力的影响。
1705年，哈雷在牛顿理论的基础上，发表了《彗星天文学论说》。由于已经能够确定彗星绕着太阳运行，因此他在书中指出，出现在1682年、1607年和1531年的三颗彗星实际上是同一颗彗星的三次回归，并预测了它在1758年会再次回归。然而，哈雷逝世于1742年，他并没有看到这颗彗星的这次回归。为了纪念他，我们现在把这颗彗星叫作哈雷彗星。
天文学家和历史学家们带着这些关于彗星的新知识回顾历史后，发现了许多不同历史时期的世界各地的文明对于同一颗彗星的记载。比如，公元前5世纪的希腊和公元前3世纪的中国都观测到过哈雷彗星，甚至它还出现在了贝叶挂毯上。哈雷彗星上一次造访地球是在1986年，预计将于2061年再次回归。布拉德利与光行差
尽管伽利略、开普勒、牛顿和哈雷都做了一系列工作，但我们还是不能确定第谷模型和哥白尼模型到底哪一个是对的，因为还没有出现一个无可辩驳的证据能够表明地球实际上在围绕着太阳运行。
巴黎的皮卡尔还有格林威治的弗拉姆斯蒂德，都有注意到北极星——就是那颗似乎无论何时都停留在同一个位置的星星——的位置实际上会在一年的时间里来回变动。哈雷的继任者是詹姆斯·布拉德利（James Bradley），这位天文学家提出的观点彻底宣告了地心说模型的破产。图1-13 当你在雨中行进的时候，雨水看起来就像是倾斜着落下来
我们可以把星光想象成洒落的雨滴，当你打着伞在雨中向前走的时候，你会觉得雨好像是从前方倾斜着落下的。但实际上，雨滴是从正上方落下的，你之所以感觉到这种现象是你处于运动之中。同样地，地球在轨道上运行时也相当于从“星光雨”中穿过，并且在轨道的两端运行的时候，穿过星光的方向也是相反的。正是这种效应——现在被称为“光行差”——导致夜空中星星的位置在一年之中来回变动。第谷模型中的地球是静止不动的，根本不会产生这样的现象，所以最终由布拉德利于1729年向我们证明，哥白尼提出的日心说模型才是正确的。尽管如此，一直到1758年，天主教会仍一直将宣传日心说的书籍列为禁书。金星凌日
当天文学家确定了地球只是众多行星中的一颗之后，他们的工作重心开始转向计算地球和太阳之间相隔的距离。在18世纪，完成这项工作唯一的途径是观测一种叫作金星凌日的非常罕见的天象。这种天象有点儿像迷你版的日食，指金星从太阳的正前方经过的时候，我们在地球上会看到太阳表面有一个小黑点在缓慢移动着。
如果从地球上两个不同的地方观测（两处相隔越远越好）就可以发现，由于观测的角度不同，金星凌日在这两个地方开始和结束的时间会有一些不同。哈雷认为我们可以利用这个时间差计算出地球和金星之间的距离，然后运用开普勒第三定律就能得到地球到太阳的距离。
然而，由于金星距离我们比较远，所以看起来很小，如果没有望远镜的话就很难成功观测这种天象。金星凌日以两次凌日为一组，每组两次凌日之间的间隔是8年，而下一组金星凌日则需要再过一个多世纪才会到来。
约翰尼斯·开普勒通过自己提出的行星运动定律进行计算后，在人类历史上第一次预测了1631年的金星凌日。他预测的结果是对的，但是这次凌日发生时欧洲还处于夜晚，所以没有人对它进行观测。英国天文学家杰里迈亚·霍罗克斯（Jeremiah Horrocks）成功地预测了1639年的金星凌日，并且在他位于普雷斯顿附近的家中进行了观测。他是第一个观测到金星凌日的人。埃德蒙·哈雷在1691年提出了利用金星凌日的观测数据来计算日地距离的方法，但天文学家们只能等到1761年和1769年这两次金星凌日之时再进行观测。
这次测量的重要性以及测量时机的稀缺性，使得18世纪的天文学家必须竭尽全力地把握这100多年中仅有两次的机会。欧洲的天文台在全世界范围派遣了多个天文小组观测1761年和1769年的两次金星凌日，为了防止受到天气的影响，他们设立了非常多的观测点，这样即使有的小组遇到了阴雨天，还会有别的小组得以成功观测。
英国皇家学会还委托了英国皇家海军的詹姆斯·库克船长（Captain James Cook）驾驶奋进号前往大溪地观测1769年的金星凌日。不过除了观测之外，库克还随身携带了英国政府的密函，里面安排了他在观测结束之后的秘密任务——在太平洋上寻找传说中的尚未被发现的大陆。库克于1770年4月29日在博塔尼湾（位于现在的悉尼）登陆，并将这里变成了欧洲人在澳大利亚大陆上的第一块殖民地。
当时的天文学家由塔希提岛得到的观测数据推断出日地距离为93 726 900英里（150 838 824千米），而我们今天知道这个数字应该是149 600 000千米，可见尽管条件有限，但是18世纪的天文学家还是计算出了相当接近的结果。计算世界的重量
天文学家们还想知道行星到底都有多重，但在18世纪，人们连地球的质量都不知道，在彗星研究领域颇有建树的埃德蒙·哈雷甚至认为地球是空心的。而他的另一位继任者，皇家天文学家内维尔·马斯基林（Nevil Maskelyne）在1774年证明了事实并非如此。
自从牛顿发表《原理》后，我们就知道宇宙中的每一个物体都会受到引力的影响，并且两个物体之间靠得越近，则引力越强。牛顿本人曾尝试用引力来计算地球的重量，他设想在一座大山的旁边放上一个单摆，其尾部的摆锤会受到三种力的影响：来自大山的引力、来自地球的引力，以及拉住它的绳子上的张力，这个实验的结果应该是本应竖直垂下的摆锤将朝向大山的方向偏转一个很小的角度。在这里，大山还有地球对摆锤的引力的合力应该等于绳子上的拉力，所以只要测算出这座山的质量，再量出摆锤偏转的角度，就可以用牛顿方程计算出地球的质量。
不过，后来牛顿认为测量摆锤的偏转角过于困难，几乎无法完成，于是从实事求是的角度出发否定了这个实验。但是，马斯基林接下了这项任务，他选择了位于苏格兰的希哈利恩山——这是一座锥形且相当对称的山。而计算圆锥体的体积是很容易的，因此我们只需要知道这座山的密度就能计算出它的质量。马斯基林在山的两侧都设立了观测点，在克服了恶劣天气带来的重重困难后，他最终以恒星为参考点测量出了摆锤的偏转角。随后，测量员查理斯·赫顿（Charles Hutton）开始计算这座山的体积，为了更便捷地计算，他把山分成若干部分，并以此发明了等高线。
最终，马斯基林的实验团队计算出地球的平均密度为4.5克每立方厘米（现在我们所知的数值为5.5克每立方厘米），而希哈利恩山的平均密度只有2.5克每立方厘米，所以地表下一定有比山要重得多的物质——也就是说地球不可能是空心的。在此之前，天文学家们只知道太阳、月球以及别的行星的密度和地球密度相比起来的倍数，而现在有了地球的密度，他们就能根据这个数值计算出太阳系中所有其他大天体的密度和质量了。可以说通过苏格兰的这一座山，我们就知道太阳周围这一圈天体质量的大致范围了。表1-2 太阳系天体的质量与密度赫歇尔与天王星
1781年3月13日，威廉·赫歇尔（William Herschel）的发现在一夜之间把太阳系的已知范围扩大了一倍。他在位于英国巴斯镇的家中发现了一颗新行星，它距离太阳比土星到太阳要远上一倍。其他所有的行星都是古人早已观测到的，这是第一颗被“发现”的行星。后来经过对比才发现，许多天文学家——包括格林威治天文台的几任台长——都曾观测到它，但是由于它在黄道上移动得太慢，所以一直被误认作一颗恒星。赫歇尔第一次观测到这颗行星的时候还以为它是一颗彗星，但是随着观测次数增多，他逐渐发现了真相。
然而，人们花了将近一个世纪最终才对这颗新行星的名字达成一致。作为它的发现者，赫歇尔自然是拥有命名权的，但是他选择了以英王乔治三世（后任命赫歇尔为自己的私人天文学家）的名字将其命名为“乔治”，这个名字显然在其他国家并不是很受欢迎。1782年，一些人提出用希腊神话中的天空之神乌拉诺斯的名字给它命名——“天王星”——似乎还不错，因为在神话故事中，乌拉诺斯是克洛诺斯的父亲，而克洛诺斯又是宙斯的父亲。不过直到1850年，“天王星”这一名字才受到广泛认可。这个名字显得有些特立独行，因为其他所有的行星（除了地球之外）都是用罗马神话中神的名字来命名的，而天王星是唯一一个以希腊神话中的神命名的行星。赫歇尔与红外线
1800年，赫歇尔又做出了一个比发现新行星更加重要的新发现：他发现了一种新的光。
和一个多世纪前的牛顿一样，赫歇尔也用棱镜做了很多实验。那时候，他在思考这样一个问题：光的颜色会不会与温度有什么联系呢？于是，他在用棱镜分解太阳光之后，将温度计放置在光谱中的不同位置，结果在红色的这一端测量到了最高的温度。接下来，赫歇尔又做了一项了不起的实验：他把温度计移动到红光之外看起来并没有光照射的地方，结果温度计显示这一区域的温度比光谱上的任何一个地方都要高。
赫歇尔认为，在光谱上红色的这一端之外的地方，一定还有一些看不见的“热射线”。而他在随后的实验中发现，这种射线的性质与普通的光线完全相同。这种热射线就是我们现在所说的红外线，这是一种由有热量的物体发出的不可见光——所以，现代红外摄像机可以在战区、灾区以及警察追捕逃犯时用于采集热信号。
赫歇尔首次发现了有一种光是我们用肉眼看不见的。这就像是有些声音的频率过于低或者过于高，以至于人耳听不见它们；光也是这样，一旦其频率太高或者太低超出了人眼的感知范围，那么我们就会看不见它们。现代的物理学家把光谱扩展成了全频率的电磁波谱，从低频率的无线电波和微波，到红外线和可见光，再到紫外线、X射线和伽马射线，尽在其中，天文学家们把这些都叫作光。
早期的望远镜对于我们肉眼所能看到的光线（也就是可见光）的收集能力都很强，而现在天文学家所使用的望远镜可以观测从无线电波到伽马射线各种频率的光，因为如果我们局限于可见光的话，就会错过很多从太空中抵达地球的信息。
2009年，欧洲航天局发射了有史以来最大的远红外线太空望远镜，为了纪念赫歇尔在这一领域的杰出贡献，欧洲航天局将这架望远镜命名为“赫歇尔”。海王星的发现
如果说天王星的发现是一个意外收获的话，那么海王星的发现则可以称得上是一次深思熟虑的计划了。天文学家在天王星被发现之后的几十年里对它进行了仔细的观测，并从中发现了一些不对劲儿的地方：这颗行星的运行轨道总是和用开普勒以及牛顿提出的方程式计算出的轨道有一些偏差。
不过，人们很快就意识到开普勒定律和牛顿定律并没有错，这种现象出现的原因在于，在比天王星更远的地方还有一颗行星在影响着它的运行轨道。当天王星接近这颗行星的时候会被它的引力向前拉，于是就会加速；反之，天王星在远离它的时候又会被向后拉，速度便会减慢。
法国数学家于尔班·勒威耶（Uranus Le Verrier）利用开普勒和牛顿的公式计算出了这颗不老实的行星当时的位置。勒威耶把他的计算结果发送给了住在柏林的德国天文学家约翰·加勒（Johann Galle），当加勒把望远镜指向勒威耶计算的位置之后，发现海王星正好就在那里（与勒威耶计算的坐标相差不到1°）。事后看来，其实海王星和天王星一样被观测到过多次，但是它缓慢的速度使得人们无法将其与恒星区分开。爱因斯坦与狭义相对论
1905年，阿尔伯特·爱因斯坦（Albert Einstein）发表狭义相对论，E=mc2出现在世人面前，这是科学史上最为著名的方程式，它告诉我们质量和能量之间是可以相互转化的。用一个物体的质量（m）乘上光速（c）的平方，便可以计算出这个物体所拥有的总能量（E）。
爱因斯坦在1905年做了一大堆工作——他还发表了另外两篇里程碑式的论文，他在其中一篇里提到了光是由称为光子的粒子组成的，后来他在1921年凭此获得了诺贝尔物理学奖。爱因斯坦取得这样的成果绝非易事，因为当时的他仅仅是一个在瑞士伯尔尼工作的专利员，几乎是学术圈的门外汉。
狭义相对论把奥勒·罗默对于光的研究又向前推进了一步，爱因斯坦认为光速不仅是有限的，同时也是宇宙的速度极限，没有什么能在宇宙中运动得比光还快，这可以从E=mc2中推导出来。物体移动得越快，其获得的能量也就越大。但是，这条公式告诉我们，能量增加的同时质量也会增加，也就是说质量会随着速度的增加而增加。当物
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