第三节 天体测量
天体测量的基本任务是测定天体在不同时间所处的位置，以记录恒星位置为主的星图就是这方面的重要成果。星图是人们认星和测星的重要工具，其作用如同地理学中的地图。
我国著名的苏州石刻天文图，主要依据北宋元丰年间（公元1078～1085年）的观测结果，绘刻于南宋丁未年（公元1247年），是世界上现存的最古老的石刻星图之一。如图3．3所示，图上有星约1440颗，图中共有3个同心圆，依半径大小分别称为外圆、中圆和小圆。其中外圆是南天可见星的界限，包括赤道以南约55°以内的可见恒星；中圆是天赤道；永不下落的常见星则由小圆界开。此外，与赤道以大约24°的交角斜交的圆是黄道；从天极引出的间距不等的28条辐射状直线（经线），其端点处则分别注有二十八星宿的宿度；银河的基本轮廓和分叉情况也勾画得相当清晰。该图称得上古代目视天文观测的一项杰作。
与恒星间的相对位置固定不变的情况不同，行星相对于恒星背景的位置则是随时变动的。目视可见的5颗行星（水、金、火、木、土），在我国现存最早的一部天文专著《五星占》帛书中就有记载。特别是其中记录的岁星（木星）、镇星（土星）和太白（金星）在公元前246～公元前177年近70年间的运行位置，精度相当高，所给出的金星会合周期为584.4日，比今测值583.92日只大0.48日；土星的会合周期为377日，比今测值378.09日只小1.09日；土星的公转周期为30年，比今测值29.46年只差 0.54年。在2000多年以前能够得出这样准确的天体测量数据，是非常难能可贵的。
在望远镜问世前最优秀的天体测量工作是由丹麦天文学家第谷在公元1576～1597年完成的。第谷常用的天文仪器是他亲自设计和监制的大浑仪。如图3．4所示，在北高南低的两个基座上安装了一根与地球自转轴平行的极轴，直径约3m的大赤经圈装在该极轴上并能绕极轴旋转。从赤经圈中心向外对称地装有两个末端可沿赤经圈随意移动的瞄准器。先后用这两个瞄准器观看同一天体，取两次观测的平均值作为最后的观测结果。这就可以消去许多测量误差，大大提高观测精度，使所测天体的位置误差小于2角分，几乎达到了肉眼观测精度的极限。
第谷用大浑仪重新精确测定了许多恒星的位置，并编制了更精确的星表，其中包括原收入的777颗星和后来补充的223颗未最后校对的星，于公元1602年正式出版。更重要的是，第谷还积累了大量关于行星运动的观测数据，这些数据不仅是开普勒建立行星运动定律的直接依据，也为后来牛顿万有引力定律的发现奠定了可靠的实测基础。
地有多大？天有多高？仅凭测量角度和时间的天文仪器是不能给出答案的，因为还缺少量度极远距离的标尺。令人惊奇的是，大约在公元前240年，希腊地理学家埃拉托色尼竟然设法测得了地球的大小。他在埃及的亚历山得里亚，在太阳最偏北的一天（6月21日），根据一根高度已知的竖竿的影长，首先测得正午时太阳距天顶只有7°。而他又听说，同一天的正午，在塞恩城（现代的阿斯旺）观看时，太阳恰好在头顶上。他认为这7°之差是由地球的弯曲造成的，进而推断地球的周长是上述两地南北走向距离的360/7倍。这样，他就以该两地距离为标尺，得出地球的周长约为40000km，直径约为13 000km。考虑到现代测量地球的平均半径为6371km，远在2000多年前测量的上述结果的确是值得称赞的。此外，公元前129年以后不久，希腊天文学家伊巴谷在一次月食时测得地影与月亮的角径相对大小，进而求出月亮与地球的距离约为地球直径的30倍。如果将埃拉托色尼的地球直径数值代入，则知月亮距离地球大约为390 000km。 这同现代测量的月地平均距离384 401km也是相当接近的。