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皮克林是哈佛天文台任期最长的台长。在他担任台长期间，他领导团队完成包含20多万颗恒星光谱的德雷珀星表，有力推进了恒星物理学的发展。同时，他对变星、太阳系内天体、星云等众多类型的天体系统进行了富有成效的研究。他总结出来的皮克林线系为量子物理学的发展做出贡献。在担任台长期间，他培养了众多杰出的女天文学家，但也被一些人指责为剥削女性。那么，他到底是女性的剥削者，还是女科学家的铺路人？

撰文 | 王善钦、邹莎莎

22岁的科学院院士

1846年7月19日，爱德华·皮克林（Edward Charles Pickering，1846-1919）出生于美国马萨诸塞州（麻省）波士顿一个书香门第。他的父亲是爱德华·皮克林（Edward Pickering）。他只比他父亲多了一个中间名。他的母亲是查洛特·哈蒙（Charlotte Hammond）。

皮克林在童年时就对天文感兴趣，在大约12岁时就自己制作了一台望远镜，并用其观测到了木星的卫星。在波士顿的一所拉丁学校读完中学后，皮克林进入哈佛大学劳伦斯科学学院（Lawrence Scientific School），该学院后来改名为工程与应用科学学院。

1865年，19岁的皮克林从哈佛大学毕业，获得学士学位。他先是留校当了一年本科生数学指导教师，然后成为麻省理工学院（MIT）的助理教授，并在1867年成为MIT的物理学泰耶（Thayer）教授，时年21岁。

1868年，22岁的皮克林被选为美国艺术与科学学院院士。1869年，他建立起全美第一个物理实验室。1872年，26岁的皮克林成为美国科学院有史以来最年轻的院士，同年建立罗杰斯（Rogers）物理实验室并担任主任。皮克林的学术升迁非常顺遂，可谓年少得志。

1874年，皮克林与莉齐·斯帕克斯（Lizzie Sparks）结婚，后者的父亲杰瑞德·斯帕克斯（Jared Sparks，1789-1866）是一名历史学家，曾担任哈佛大学校长。哈佛天文台与恒星测光

在MIT期间，皮克林积极开展物理学方面的教学与实验室建设。不过，从1869年起，他开始将主要研究兴趣转向天文学与天体物理学。他发表于1869年与1870年的论文中，有一篇研究了日食时的日冕（太阳最外层的高温稀薄物质），一篇研究了极光的光谱。

1876年秋，30岁的皮克林被哈佛大学天文台（以下简称“哈佛天文台”）聘为第四任台长，并于次年2月入职。

哈佛天文台的地面建筑，约1899年。图源：Harvard College Observatory

哈佛天文台于1847年安装了一台口径为15英寸（38厘米）折射望远镜，此后到1867年，它是全美最大的折射望远镜，因此被称为“大折射望远镜”。

哈佛天文台的“大折射望远镜”。图源：A. Sonrel - Harvard College Observatory

皮克林执掌哈佛天文台后，开始测定大量恒星的星等。星等分为视星等与绝对星等，前者衡量天体的亮度（看上去的明亮程度），后者衡量天体的光度（真实发光功率）。

早在古希腊时期，古希腊天文学家喜帕恰斯（Hipparchus，约前190-约前120）就根据恒星的亮度将肉眼可见的恒星分为6个等级，最亮的是1等星，最暗的是6等星。

1856年，英国天文学家柏格森（Norman Pogson，1829-1891）精确定义了星等，规定1等星的亮度是2等星的亮度的2.512倍，依次递推。据此可知，1等星的亮度是6等星的100倍。2.512也因此被称为“柏格森比例”（Pogson’s ratio）。事实上，这个比例是先规定1等星亮度是6等星亮度的100倍，然后定义相邻整数星等之间的亮度比例。这个关系又被推广到0等、负数星等（如−1等）与分数星（如1.5等）等，以及负分数等。我们熟悉的北极星的星等约为2等，天狼星的V波段星等为−1.46。

在皮克林的时代，绝大多数可见恒星尚未被确定出距离，因此也无法确定绝对星等，只能确定视星等。但在当时，视星等的精确测量也不容易。

这方面最早获得重大突破的是德国天文学家泽尔纳（Johann Zöllner，1834-1882）。他发明了“泽尔纳天体光度计”，用它来测太阳与其他恒星的星等。夜晚，泽尔纳调节灯光，使其与肉眼看到的星光一样亮，从而确定恒星的亮度（星等）；白天，泽尔纳调节入射的日光，使其与肉眼看到的灯光一样亮，从而确定太阳的亮度（星等）。通过这个方法，泽尔纳测定了太阳与一些恒星的星等。

皮克林希望使用一个比煤油灯更精确的对比物，于是他发明了“子午光度计”（meridian photometer），并以北极星为标准确定恒星的星等。

从1879年10月25日到1882年9月17日，皮克林用子午光度计测量不暗于6等的4260颗恒星，进行了94476次比较。这些结果被编制到“哈佛测光表”（Harvard Photometry）中，于1884年面世。这是世界上第一个给出几千颗恒星星等的测光星表。

1880-1890年之间的皮克林。图源：公共版权

皮克林还研究了其他测量恒星星等的方法与仪器，如普理查德（Charles Pritchard，1808-1893）发明的光劈测光器（wedge photometer）。天文照相术

皮克林进入天文学领域前后，正是照相术与天文学结合的时代。当望远镜与照相底片搭配时，望远镜就成为天体照相仪。哈佛天文台也曾在这场技术革新中占据一席之地。

1847-1852年，哈佛天文台第一任台长邦德（William Bond，1789-1859）和惠普（John Whipple，1822-1891）使用“大折射望远镜”多次拍摄月球。1850年7月16-17日晚，他们拍摄了织女星，这是人类首次拍摄太阳之外的恒星。他们使用的是银版照相术。

这些成果使哈佛天文台在世界天文学界获得了一定的地位。然而，在更高效的湿版照相术替代银版照相术之后，哈佛天文台却中断了天文照相方面的工作。随后，快捷、高效的干版照相术开始替代湿版照相术，并获得令人瞩目的成果；哈佛大学天文台依然无所作为。

这些成果激发了皮克林对天文照相术的强烈兴趣。1882年，皮克林的弟弟威廉·皮克林（William Pickering，1858-1938）为他进入天文照相领域提供了关键帮助。

威廉也是一位著名的天文学家，他21岁时毕业于MIT，此后一度留在MIT工作，并于25岁时成为美国艺术与科学学院院士。威廉的研究方向之一就是照相术，他制造的底片此后成为皮克林进行天文照相的重要器材。

威廉·皮克林。图源：Unknown author

进入天文照相领域之后，皮克林测定恒星亮度的方法发生改变，效率也因此大大提高。当时的照相底片对蓝光敏感，获得的恒星星等为“照相星等”；而人眼对黄光（V波段）敏感，测出的星等为“目视星等”。皮克林深入研究后，得到了二者的转换关系。

1908年，皮克林在两篇论文中分别给出亮于6.5等的9000多颗恒星与暗于6.5等的36000多颗恒星的位置、星等与光谱，一起构成一个包含45000多颗恒星的星表，即“修订哈佛测光表”（Revised Harvard Photometry）。物端棱镜与照相术的结合

1885年，皮克林首次将“物端棱镜法”与天文照相术结合。物端棱镜法将顶角较小的棱镜横着放置在物镜前方，用以分解星光。

物端棱镜原理图。图源：《中国大百科全书·天文学》（第一版，中国大百科全书出版社），433页，“物端棱镜”词条。

皮克林将一个顶角为30度的棱镜横放在一个口径为2.5英寸（6.35厘米）的物镜前端，在同一张底片上拍摄到昴星团内40颗恒星的光谱，它们各自呈现条状。皮克林发现这些恒星的光谱类型相同。由于昴星团是年轻的疏散星团，皮克林的这个结果意味着这些恒星有同样的起源。

哈佛天文台于1893年获得的一张底片。图源：Annals of Harvard College Observatory, 99 (1924), frontispiece

物端棱镜与照相术的结合可以让观测者同时拍摄大量恒星的光谱。皮克林的团队在每个望远镜物镜前端放置2-4个物端棱镜，使每张底片可以拍摄约80平方度的天区，相当于满月所占天区（0.2平方度）的400倍；平均每张底片可以同时拍摄到40颗恒星的较清晰的光谱，有的底片甚至同时拍摄下200颗恒星的光谱。这个工作大大提高了获取恒星光谱的效率。

亨利·德雷珀星表与哈佛女计算员

1882年，天体照相术与恒星光谱分类的先驱之一德雷珀（Henry Draper，1837-1882）病逝。他的遗孀安娜·帕尔末·德雷珀（Anna Palmer Draper，1839-1914，以下简称为“安娜”）决定捐巨资赞助一个天文团队来完成大量恒星的光谱拍摄与分类，完成德雷珀未竟的事业。（参见《他是一名医生，却改变了天文学》《她做了一个“违背祖训”的决定，然后将一个学科推进了几十年》）

亨利·德雷珀的照片（左）与安娜·帕尔末·德雷珀的画像（右）。图源：William R. Howell (New York)（左）；John White Alexander（右）

皮克林得知消息后，主动联系安娜，积极游说。在物端棱镜与照相术成功结合之后皮克林向她描述了这项技术的广阔前景。安娜受到鼓舞，对这项技术寄予厚望。

经过几个月的谈判，安娜在1886年2月承诺成立“亨利·德雷珀纪念”（Henry Draper Memorial）基金，用以赞助皮克林团队完成德雷珀的遗愿——为大量恒星光谱分类。安娜还将德雷珀曾经使用过的8英寸（20.3厘米）与11英寸（28厘米）口径的折射望远镜赠予哈佛天文台。

为加快进度，皮克林利用德雷珀基金招聘女性工作人员从事恒星的光谱分类工作，共同编制德雷珀星表。天文台招聘非专业人员从事计算工作的历史很悠久（后来逐渐专业化），他们被称为“Computers”，即计算员，既有男性，也有女性。当时的Computer不是“计算机”的意思，后来才更多地用于称呼计算机。有些文献称呼计算员为“人类计算机”，这是本末倒置的；应该把电子计算装置称为“电子计算员”，即“计算机”。

必须强调的是，皮克林并不是哈佛天文台中首次招募女计算员的人；在他获得捐助之前，哈佛天文台就有6名女计算员。不过，皮克林是哈佛大学天文台最先开始大规模招募女计算员的人。据统计，从他开始启用德雷珀基金，到他逝世，哈佛天文台先后招聘了80多名女计算员。

在皮克林的团队中，男天文学家负责用底片拍摄恒星光谱，女计算员负责分析、研究、分类与登记底片。按照协议，皮克林的团队将获得不暗于9等的10万颗恒星的光谱，并将它们分类。

约1910年或1911年拍摄的“天文台小组”（Observatory Group）照片。第二排左起第三人为皮克林。图源：Harvard University Archives / HUPSF Observatory (14). Harvard Libraries

从1886年到1901年，皮克林组织团队分批拍摄恒星光谱，分批编制《亨利·德雷珀星表》（Henry Draper Catalogue），并定期向安娜汇报进展。在此过程中，女计算员团队负担了繁重的分析、登记工作。

在这些从事光谱分类的女计算员中，弗莱明（Williamina Fleming，1857-1911）、坎农（Annie Cannon，1863-1941）与莫里（Antonia Maury，1866-1952）尤其出色。弗莱明与坎农先后领导女计算员团队，高效完成了大批恒星光谱的分类。莫里（她是德雷珀的外甥女）则提出复杂、深刻的分类方法；虽然这个方法效率较低，但却揭示了恒星光谱与恒星物理其他性质（光度、质量）的更深刻关系。此外，库什曼（Florence Cushman，1860–1940）也是这个项目的重要成员之一。

从左到右：弗莱明（约1890年）、坎农（约1922年）与莫里（约1887年）。图源（从左到右）：Unknown author；New York World-Telegram and the Sun Newspaper；Vassar College

皮克林对女计算员们始终彬彬有礼。女计算员们被安排在哈佛天文台的工作室集中工作，由几个特别出色的女计算员监督管理，皮克林每隔一段时间来工作室走一圈。坎农后来在纪念文章中说：“他将这些女性视为天文学界的平等伙伴，对她们亲切有礼，仿佛在社交场合与她们相见。”

有些人将他招募的女计算员们称为“皮克林的后宫”（Pickering’s Harem），这样的戏称既不尊重忠于家庭的皮克林，也不尊重那些勤勤恳恳的女计算员，折射出那些人对女性的轻蔑。

1911年到1915年，在皮克林与坎农的领导下（当时弗莱明已经逝世，莫里已经离开哈佛天文台），哈佛天文台完成了分为九卷的《亨利·德雷珀星表》，它包含22.53万颗不暗于9等的恒星的位置、星等与光谱分类，首次实现了对几十万颗恒星的光谱进行编表的目标。拍摄这些恒星光谱的玻璃照相底片重达120吨。

1911年，画家Sarah Putnam绘制的皮克林的画像。图源：Sarah Gooll Putnam

1918-1924年，德雷珀星表的各卷相继出版。德雷珀星表是人类历史上第一个大样本恒星光谱数据库，它记录的几十万颗恒星光谱的底片在此后几十年内一直是天文学家的宝贵资料库，影响至今，为人类深入认识恒星的本质起到不可替代的作用。对这些恒星光谱的分类还产生了著名的“哈佛分类法”，它至今还被写在全世界的天文学教科书里。

事实上，在德雷珀星表发表之前，皮克林的团队拍摄的恒星光谱就已开始造福国内外同行。一些同行写信向皮克林索要为公开发表的光谱底片信息时，他总是慷慨答应，并安排女计算员检索底片，整理出信息后，发送给有需要的同行。通过这个方式，他协助了众多天文学家的研究，进一步促进了天文学与天体物理学的发展。

德雷珀星表的完成离不开德雷珀早期的努力，离不开安娜的远见与慷慨资助，也离不开皮克林率领的团队的辛勤而充满智慧的工作。率领团队完成这个伟大工作的皮克林无疑功勋卓著。变星研究

在执行德雷珀星表编制的过程中，皮克林也没有忘记对变星的系统观测。与亮度基本不变的普通恒星不同，“变星”因为其亮度变化明显而得名。一部分变星的亮度变化非常有规律，每隔一个确定时间就重复一次此前的亮度变化，这个时间被称为这类变星的周期。

从1880年开始，皮克林对各类变星进行详细地观测与研究，发表了大量与变星有关的论文与报告。1881年，皮克林将变星分为5大类：新星、长周期变星、造父变星、不规则变星与大陵五型变星。

当时所说的“新星”在后来被分为“经典新星”与超新星，后者的光度比前者高得多。长周期变星是周期变星，造父变星与大陵五型变星也是周期变星。造父变星通过脉动改变亮度，我们熟悉的北极星就是一颗造父变星，其星等在1.86等到2.13等之间变化。大陵五型变星属于“掩食双星”（Eclipsing binary stars），其双星成员在观测者视线上周期性地互相遮挡对方，导致总亮度周期性变化，以大陵五（Algol）为代表。

掩食双星的亮度变化示意图。图源：NASA

1882年，皮克林呼吁天文学界关注变星的观测。这一计划虽然一开始遭到一些同行的反对，但英国天文协会变星分会和美国变星观测者协会（AAVSO）还是在后来实现了这样的合作。

皮克林及时将天文照相术与变星观测相结合，成为世界上第一个利用天文照相术研究变星的人。他带领团队拍摄变星在不同时期的图像，并测量底片曝光形成的黑点的大小，计算出对应时期的星等，从而获得大量变星的亮度演化规律。

皮克林终身保持着对变星的兴趣；在他留下的约2000篇论文或报告中，大约有300篇的标题中包含了变星（variable或variable star）一词。在皮克林的一生中，他与团队成员共发现了3435颗变星，占当时为止被发现的变星总数的2/3以上。南半球观测站

为了获得全天的恒星光谱，更好地完成德雷珀星表的编制，皮克林还领导团队建立了哈佛天文台的南半球观测站。此前，哈佛天文台只能观测北半球与南半球低纬度区域上空的恒星。

南半球观测站的建立可以追溯到1879年。那一年，富豪博伊登（Uriah Boyden，1804-1879）逝世。他将遗产捐给哈佛天文台。哈佛天文台利用其中一部分购买了一台口径13英寸（33厘米）的折射望远镜——“博伊登望远镜”。1889年，这台望远镜被搬到观测条件更好的，位于加州的威尔逊山（Mount Wilson）。

1889年，皮克林派同事拜利（Solon Bailey，1854-1931）去南半球寻找可以观测南天的站点。拜利于1889年在秘鲁首都利马（Lima）的一座山上建立了观测站，它被命名为“博伊登观测站”，它所在的山被命名为“哈佛山”（Mount Harvard）。

1890年，博伊登观测站被迁往秘鲁的阿雷基帕（Arequipa）市附近的一座山上，博伊登望远镜也在此后从威尔逊山被搬运到博伊登观测站，并从1891年开始拍摄恒星。南半球观测站拍摄的底片被分批次运回哈佛天文台本部。

1891-1911年间，位于博伊登观测站内的博伊登折射望远镜。图源：Harvard College Observatory

1895年，哈佛天文台将24英寸（61厘米）的“布鲁斯望远镜”安装到博伊登观测站。这台望远镜由慈善家凯瑟琳·布鲁斯（Catherine Bruce，1816-1900）捐资打造。布鲁斯望远镜运行后，立即成为当时世界上最强大的天体照相仪。

位于哈佛天文台博伊登观测站的布鲁斯望远镜（左）与其中的透镜（右）。图源：Harvard University Archives（左）；Jim Harrison（右）

勒维特的重要发现

哈佛天文台南半球观测站的建立，不仅为哈佛天文台执行全天恒星的光谱与测光研究提供了保证，也为此后星系天文学与宇宙学的一个重要发现奠定了基础。

在皮克林的团队中，勒维特（Henrietta Leavitt，1868-1921）负责带领小组人员研究变星。有人认为皮克林因为冷落勒维特而打发她去研究自己不抱希望的变星观测。这是一种误解；实际上，正如上面所说，皮克林在德雷珀星表的编制计划尚未浮出水面时，就投入大量时间研究变星。

勒维特带领团队分析哈佛天文台南方观测站拍摄的底片，从中寻找变星。她从大、小麦哲伦云星系的底片中确认出1777颗变星。1912年，勒维特从小麦哲伦云被确认的造父变星中挑出25颗，发现它们的星等（亮度的对数函数）与周期的对数之间存在一次函数关系。

勒维特（拍摄时间不可考）。图源：Unknown author

小麦哲伦云与地球距离很远，可以认为它里面的造父变星与地球的距离相等，因此它们的绝对星等（光度的对数函数）也与周期的对数之间存在一次函数关系。这就是造父变星的“周期－光度关系”（周光关系）。

勒维特给出的小麦哲伦云星系中的25颗造父变星的亮度与亮度变化周期之间的关系。图源：Leavitt, H. S & Pickering, E. C

利用周光关系，只要测出任意两颗造父变星的光度变化周期与其中一个造父变星的光度，就可以直接计算出另一个造父变星的光度。再根据光度与亮度的简单关系，就能计算出后者的距离。

因此，计算造父变星的周光关系成为测量星系距离的最重要工具，并很快引发了天文学与宇宙学的巨大变革。哈勃（Edwin Hubble，1889-1953）使用周光关系首次明确证明“仙女座大星云”是银河系之外的一个星系，从而创建了星系天文学。哈勃还使用周光关系测出数十个星系的距离，得到“星系退行速度与距离成正比”的结论，这是宇宙膨胀的第一个观测证据，最终导致了大爆炸宇宙学的诞生。

周光关系后来也被改称为“勒维特关系”。勒维特的这个划时代的贡献，离不开她本人的刻苦与高超的能力，但也离不开皮克林的大力扶持。没有皮克林创建南半球观测站并利用德雷珀基金支持这个项目，勒维特这个成果就可能在后来被其他人获得。皮克林线系与量子物理学

在获取大量恒星光谱的过程中，皮克林还获得一些特殊的重要成果。1896年，弗莱明发现编号为“船尾座ζ星（ζ-Puppis）”的恒星光谱中存在一组令人迷惑的吸收线系，并上报给皮克林。

皮克林深入研究这些光谱后发现：这个线系每隔一条谱线，其波长就与当时天文学与物理学领域熟知的氢的“巴耳末线系”的波长相等。他给出一个公式，其中分母为n^2-4^2（作为对比，描述巴尔末线系的公式的分母为n^2-2^2）；令公式中的n为5到21之间的整数，计算出的波长就与观测到的那些光谱线的波长相等。

此外，皮克林发现，当n为偶数（4、6、……、18、20）时，计算出的波长与观测到的氢的巴尔末线系的波长几乎完全相等；当n为奇数时，其波长不仅与巴尔末线系的波长不相等，而且与此前实验室观测到的其他各种元素的光谱线波长都不相等。除了船尾座ζ星，大犬座29号星的光谱也有这个特点。

因此，皮克林认为，这两颗星中出现的光谱可以被分为两大类；其中，第一类光谱线就是氢的巴耳末线系，第二类光谱线是氢在“不同温度或不同压强等条件下”产生的光谱线。这个线系因此被称为“皮克林线系”（Pickering series）。1912年，福勒（Alfred Fowler，1868-1940）在放电管的氢氦混合气体中也观测到皮克林线系。福勒认同皮克林的看法，坚信那就是氢发射出来的。

1913年，玻尔（Niels Bohr，1885-1962）指出氢的“巴耳末线系”是氢的核外电子从更高能级跃迁到第二能级时发出的辐射。他还解释了“皮克林线系”：氦原子失去一个电子后形成的一次电离氦的结构类似于氢原子（一个原子核加一个核外电子），当它们的核外电子从大于4的能级跃迁到第4能级时，发出的辐射就是“皮克林线系”。若光谱中的部分辐射被处于第4能级的一次电离氦吸收，则对应皮克林吸收线系。如果更高能级是大于4的偶数，则这种跃迁产生的光谱线与氢的巴尔末线系几乎重合。

1913年，玻尔给卢瑟福（Ernest Rutherford，1871-1937）去信，请求他让福勒用实验检验他的这个推论，然而福勒并不相信这种假说。卢瑟福请伊万斯（E. J. Evans，生卒年不详）做这个实验。伊万斯在一个玻璃管中充入纯氦气，玻璃管放电后，果然得到了皮克林线系。到1915年，光谱学家们都相信皮克林线系来自氦，而不来自氢。

皮克林线系在早期量子论发展中占有重要的地位。对皮克林线系的正确解释是玻尔量子论的几大胜利之一。这不仅提高了玻尔及其量子论的声望，也让皮克林与“皮克林线系”名垂物理学史。女科学家的铺路人，还是她们的剥削者？

皮克林招募女计算员的事在后代引发了争议。一部分人赞扬他为女性从事天文学研究铺平了道路。另外一些人批评他只给女计算员一小时25美分（大约相当于现在的7.5美元）的薪水，仅为男性同行的一半，这是在剥削女性。

前一个评价自然是正确的。在皮克林的指导下，弗莱明、坎农、莫里、勒维特等女计算员因为在恒星光谱分类与变星领域的工作而成为著名的天文学家，与皮克林一样名垂青史。他与女计算员之间的关系不像老板与员工之间的关系，更像导师与学生之间的关系。他是这些女天文学家当之无愧的铺路人。

后一个评价却有一定问题。首先，因为女计算员的时薪不是皮克林制定的。在他进入哈佛天文台前，那里就以25美分的时薪雇佣了几名女计算员。皮克林应该被批评的似乎应该是：他并没有积极去提升女计算员的工资。不过，皮克林有不得已的苦衷：在资金总额不变的情况下，显著提高所有女计算员的工资，会使能够招聘的人员减少，导致德雷珀星表的编制进度被推迟。他每年都要向安娜汇报研究进度，以确保次年可以继续获得资助。安娜后来的资产一度出现问题，项目差点难以为继。安娜逝世后，她捐给哈佛天文台的遗产虽多，但不足以支付此后印刷德雷珀星表的各种支出，哈佛天文台使用其他经费补足了差额。

其次，对于一些能力特别强的女计算员（如勒维特），皮克林会在一开始就给出稍高的工资；对于一些工作年限较长的女计算员，工资也会得到显著提升（但依然低于男性天文学家）。

男女同工不同酬的现象在当时是普遍现象。皮克林似乎是这个不平等现状的“受益者”。但是，如果皮克林为了避免“剥削女性”的恶名而不去招聘女计算员，她们大概率会失去成为天文学家的机会。那个时代几乎全世界的大学和研究机构都拒绝女性进入科学研究领域——哪怕女性不要任何报酬

在皮克林领导与指导下，哈佛女计算员们的努力也得到了薪酬之外的回报。一部分女计算员在当时就成为备受世界同行赞赏的杰出天文学家。她们获得的巨大荣誉激励了当时大量对天文学感兴趣的女性。

皮克林逝世后，哈佛天文台继续公开招聘女计算员与无薪实习生时，求职的信件如雪花般飞向哈佛天文台。大量女性不在乎低薪，甚至不要报酬，只为能够在哈佛天文台这个享誉世界的科学圣殿中得到天文学训练，获得“哈佛女计算员”这个荣耀的身份，并在此后成为天文学家。

作为杰出女科学家的铺路人，皮克林是当之无愧的。我们对他的批评不应脱离时代背景与当事人面对的具体情况。

勤奋的一生

皮克林一直保持着异常的勤奋——白天他不时指导团队，大多数时间在撰写论文与报告；晚上他进行观测，并继续撰写论文与报告。在难得的休息时间里，他躺着让助手为他念莎士比亚等人的著作，作为放松的方式。在他的一生中，他与合作者完成了约2000篇论文或报告。除去一些重复的内容，依然有1000多篇。

除了恒星光谱等领域外，皮克林对星系（当时依然被作为星云的一类）、行星状星云、恒星形成区、新星、小行星、彗星、行星的卫星等领域也做出不同程度的贡献。

例如，他于1879年确定小行星灶神星的直径约为513千米（误差为17千米），与现在测出的灶神星平均直径的精确值（525千米）高度接近。1890年4月，皮克林与弟弟威廉用博伊登望远镜拍摄火星，并在图像中发现了火星极冠区域的冰盖及其变化。

曙光号（Dawn）探测器于2011年7月24日在5200千米远处拍摄的灶神星的图像。图源：NASA / JPL / MPS / DLR / IDA / Björn Jónsson

由于他对天文学的重要贡献，皮克林先后两次获得英国皇家天文学会金质奖章（1886，1901），还获得德雷珀奖章（1888）、布鲁斯金质奖章（1908）等重要奖项。其中，德雷珀奖章由安娜设立，布鲁斯金质奖章由布鲁斯出资设立。此外，他从1905年开始担任美国天文学会会长，直到其逝世，持续14年，是该学会任职时间最长的会长。逝世与纪念

皮克林的妻子于1906年逝世，他在此后余生中经常因为思念妻子而陷入悲痛。1919年2月3日，皮克林在患病10天后逝世，享年72岁。他被葬于马萨诸塞州的奥伯恩山（Mount Auburn）公墓。从1877年开始担任台长直到逝世，皮克林在哈佛天文台台长的职位上勤勤恳恳工作了42年，是哈佛天文台至今为止任职时间最长的台长。直到临死前不久，他还在工作。

在他逝世前，德雷珀星表已全部完成，前2卷已被出版。在临终时，他照例给卷3写了前言，但没有等到它面世。坎农负责了后面6卷的出版事务。后来，坎农等人将德雷珀星表进一步扩充到包含35万9082颗恒星的光谱。

皮克林领导的团队的出色工作不仅使哈佛天文台在恒星测光与光谱观测领域在长达半个世纪的时间处于世界领先的地位，更大大推动了天文学、天体物理学与宇宙学的发展，也有力地推进了照相术在天文学中的应用。

虽然从上世纪70年代开始，电荷耦合装置（charged coupled devices，CCD）逐步取代照相底片，但皮克林开辟的“物端棱镜巡天”这个重要方法却没有被淘汰，直到现在依然被用于获取大量天体的光谱。

为了纪念他，月球与火星上都有一个陨石坑被命名为皮克林陨石坑（Pickering crater），784号小行星被命名为皮克林小行星（Asteroid 784 Pickeringia）。

阿波罗16号飞船拍摄的月球上的皮克林陨石坑。图源：James Stuby based on NASA image

皮克林生前有众多爱好，早期喜爱爬山与骑车，晚年则喜欢看足球、听音乐。他曾经担任过一个登山俱乐部的会长。由于他对登山的热爱以及他在天文学与物理学上的成就，加州的一座山峰被命名为皮克林峰（Mount Pickering）。

皮克林峰。图源：Mitch Barrie

参考文献（滚动阅读）

[1]Cannon, Annie J. 1919,“Edward Charles Pickering". Popular Astronomy. 27: 177.

[2]Pickering, E.C.1869, “Obs. of the corona during the eclipse. Aug. 7, 1869”.

[3]Pickering, E.C.1870, “The Spectrum of the Aurora”, Nature, 3, 58, 104-105

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[10]Cannon, A. J.; Pickering, E. C. “The Henry Draper Catalogue”, Annals of Harvard College Observatory, Vol 1, hours 0 to 3, 91 (1918);Vol 2, hours 4 to 6, 92 (1918); Vol 3, hours 7 to 8, 93 (1919);Vol 4, hours 9 to 11, 94 (1919);Vol 5, hours 12 to 14, 95 (1920);Vol 6, hours 15 to 16, 96 (1921);Vol 7, hours 17 to 18, 97 (1922);Vol 8, hours 19 to 20, 98 (1923);Vol 9, hours 21 to 23, 99 (1924).[11]Cannon, A. J. 1936, “The Henry Draper extension”, Annals of Harvard College Observatory

[12]Cannon, A. J. & Shapley, H.1937,“The Henry Draper charts of stellar spectra”, Annals of Harvard College Observatory. 105 (1): 1.

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[15]Leavitt, H. S.& Pickering, E. C. 1912, “Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud”, Harvard College Observatory Circular, 173, 1–3.

[16]Johnson, G. 2005. “Miss Leavitt's Stars: The Untold Story of the Woman Who Discovered How To Measure the Universe” (1st ed.). New York: Norton. ISBN 978-0-393-05128-5.

[17]Pickering, E. C. 1896,“Stars having peculiar spectra. New variable stars in Crux and Cygnus”, Harvard College Observatory Circular, 12, 1–2.

[18]Pickering, E. C. 1897,“Stars having peculiar spectra. New variable Stars in Crux and Cygnus”, Astronomische Nachrichten, 142 (6), 87–90.

[19]Pickering, E. C. 1897,“The spectrum of zeta Puppis”,Astrophysical Journal, 5, 92–94.

[20]Fowler, A. 1912, “Observations of the Principal and other Series of Lines in the Spectrum of Hydrogen”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 73 (2): 62–63.

[21]Bohr, N. 1913,“On the constitution of atoms and molecules, part I”, Philosophical Magazine. 26 (151): 1–25. “On the constitution of atoms and molecules, part II: Systems Containing Only a Single Nucleus”, Philosophical Magazine. 26 (153): 476–502. “On the constitution of atoms and molecules, part III: Systems containing several nuclei”, Philosophical Magazine. 26 (155): 857–875.

[22]Bohr, N. 1913,“The Spectra of Helium and Hydrogen”, Nature. 92 (2295): 231–232.

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