世界古代后期科技史-第3部分
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里程碑。
1。古希腊罗马的天文学和历法
希腊化时代是古希腊科学繁荣的历史时期，巨大的科技成就诞生在各个
领域。其中，亚里斯塔克 （又译为阿里斯塔科斯）、希帕克斯（又译为喜帕
恰斯）、托勒密等伟大学者的成果，代表了古希腊天文学的最高成就。活跃
在公元前3世纪的萨摩斯人亚里斯塔克，用三角法测定了地球到月球及太阳
的相对距离，最早提出了日心说；公元前2世纪的天文观测者喜帕恰斯，根
据前人和自己多年的观察，发现了地球的岁差现象，并采用本轮和均轮理论，
发展了地心说；公元2世纪的托勒密以喜帕恰斯的本轮和均轮理论为基础，
继承发展了地心说 （又称天动说）；《儒略历》的颁布和改革，标志着古罗
马历法的先进性和天文学科学的高度发展。
（1）亚里斯塔克的成果
亚里斯塔克 （公元前310—前230年），是古希腊杰出的天文学家和数
学家。据说，他是兰普萨柯斯的斯特拉顿（消遥学派的自然学家）的弟子。
他率先提出了“以太阳为中心”的宇宙体系，指出恒星与太阳都是不动的，
人们之所以看到它们的“转动”，那是因为地球本身的自转所致。地球沿着
一个圆周的周边绕太阳运动，太阳则处于轨道的中心位置，其它的行星也都
分别沿着不同的圆周绕太阳运行，而月亮则围绕着地球运行。这就是最早提
出来的朴素的“日心说”。这个日心理论体系的提出比哥白尼早了1800年。
由于这一理论大大超越了那个时代，以致当时的人们都难以接受。由于他的
有关著作均已失传，我们今天也就无法得知它的详细内容了。他在公元前280
年撰成的《太阳和月球的大小与距离》一书，应用几何学原理，首次测定了
太阳和月球的体积以及它们与地球距离的近似比值。他发现月球本身并不发
光，而是靠反射的日光来发亮。于是他进行了测算，结果是：“上弦月或下
弦月，即从地球上看月亮恰好为半圆时，日心——月心连线应与月心——地
球表面观测点的连线相垂直”，所以太阳、月亮、地球恰好在同一个直角三
角形的3个顶点上。在地球的观测点上，他又测出“日地”和“月地”间两
条连线的夹角为87°左右。根据此角，再计算出日地距离约为月地距离的19
—21。5倍。随后，他又以此为基础，研究了日食和月食的情况。由于日食时，
月亮刚好遮住太阳，从地面看则是月影恰好与太阳重合；故可近似地认为，
以地面观察点为顶，以月球直径为底的三角形，同以地面观察点为顶、以太
阳直径为底的三角形部分重合且相似。由于日地距离与月地距离的比值已
知，那么太阳的直径也应为月球直径的同样倍数，即19至21。5倍。在月食
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的情况下，他又计算出地球的影子在月球轨道上的宽度（近似地为地球直径）
为月球直径的3倍，这样，他算出太阳的直径与地球直径的比值一定大于19∶
3，小于43∶6，即约为7∶1。即是说，太阳的体积比地球的体积要大得多。
而实际上日地距离不是月地距离的19倍，而是389倍；太阳直径也不是地球
直径的7倍，而是109倍。虽然亚里斯塔克得出的数值不够准确，但它们却
标志着人类已经开始用科学的方法来研究天文学了。
（2）阿波罗尼乌斯和希帕克
阿波罗尼乌斯（约公元前262—前190年），古希腊著名的天文学家。
他继承和发展了欧多克萨斯和亚里士多德的“地心说”传统，在地心体系的
基础上提出了“本轮”和“均轮”的概念，并假设行星并不直接围绕地球作
圆周运动，而是沿着一个称为“本轮”的较小的圆周做匀速运动；“本轮”
的中心，再沿着一个叫做“均轮”的较大圆周围绕地球运动，而地球则位于
“均轮”的中心，是固定不动的。这样，行星与地球的距离就会有远近的变
化。当行星运行到与地球接近时，它在“本轮”上的运行方向与“本轮”中
心在“均轮”上的运行方向恰好相反，这一理论的提出，也就使人明白了行
星亮度变化和逆行现象的规律。
希帕克（又译喜帕恰斯，约公元前190—前125年），古希腊天文学家、
地理学家。出生于小亚细亚西北的尼西亚。他一生著述甚丰，但除了《阿拉
多斯及欧多克索天文现象的注释》外，其它均已散佚。希帕克经过太阳年实
际长度的测定，发现太阳的周年运行有快有慢，并不是匀速运动。为了解释
这个现象，他又进一步对地心体系加以修正，提出了“偏心圆”的假设。他
认为，太阳虽然以均匀的速度在圆周轨道上绕地球运行，但是，这个圆周轨
道的中心并不恰好是在地球上，它对地球来说是一个偏心圆。所以，在不同
的季节，当太阳以匀速在相同的时间间隔内沿着轨道走过相同长度的圆弧
时，这两段等长圆弧对不处于圆心的地球而言，它们的角度却不一样。于是，
人们就会觉得太阳的运行有快有慢。他的这些修正，已使地心体系比较符合
当时尚不完备的观测事实，而且可以用来预测日、月、行星在未来任何时候
的运行位置，甚至可以用来比较准确地预报日食和月食了。
希伯克在天文学上的主要贡献，还不在于他对地心体系的修正，而在于
1
实际观测。他是方位天文学的创始人。他算出一年的长度为365 日减
4
1
去 日；发现了白道拱点和黄白交点的运动规律；编制了几个世纪内太
300
太和月亮的运动表；发明了许多天文仪器，并且在罗得斯观象台亲自进行了
35年的实际观测，由此又发明了平面三角学和球面三角学，发展了阿里斯塔
恰斯关于太阳、地球、月亮相对大小和距离的计算方法，计算出月球的直径
1
是地球的 （实际为0。27 ），月球和地球的距离是地球半径的67。74倍
3
（实际为60。4倍）；他还创立了一套描述和计算星体运动的方法，提出了“本
轮”和“均轮”的运动规则，认为每个星体都有自己的圆周轨道运动即本轮
运动，而各个本轮的中心又以地球为中心进行圆周运动即均轮运动，并由此
解释太阳、月亮和行星对地球的运动关系。公元前134年，他在天蝎座发现
了一颗新星，从而打破了“天是永远不变的”哲学信念，由此编制了西方最
早的记载恒星位置和亮度的星表，表中列有1000多颗星、并将恒星亮度分为
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6等。他将自己对恒星黄经的观测结果同前人的记载进行比较，发现了黄道
和赤道交点的缓慢移动——岁差，并计算出岁差值为每年36角秒（实际应为
50。24角秒）；还发明了以经纬度表确定地理位置的方法和投影制图的方法，
并由此发现黄白交角等。喜帕克留下了大量的观测资料，后人在计算行星的
各种周期与参数时，常常利用他的观测结果。公元1718年，哈雷将自己的观
测结果与喜帕克的记录进行比较，从而发现了恒星的自行。可见，喜帕克的
著作虽然没有流传下来，但他对后世的影响并未因此而泯灭，而且作用相当
突出。
（3）埃拉托色尼的天文学成就
埃拉托色尼 （约公元前275—前196年），希腊天文学家和地理学家。
他通过立竿测出夏至这一天，当太阳正好直射在塞尼的地面时，便与亚历山
大里亚的太阳形成一个32°的倾角；而塞尼和亚历山大里亚在同一子午线
上，两地直线距离为500希腊里；他先计算出两地的纬度之差，再计算出地
球的周长是两地距离的50倍，由此算出地球的周长为 25万希腊里，约合
24600英里（相当于39600公里）；这与24800英里的近代数值已相当接近。
通过这些计算，他发现地球是个不规则的球体，首次提出了地球是椭圆体的
见解。
（4）托勒密及其天文学成就
克劳狄·托勒密（约公元90—168年），是古代著名的天文学家、地理
学家、数学家。他出生在托勒密城，一生的大部分时光是在亚历山大里亚度
过的。他在那里从事天文观测和学术研究。托勒密是希腊四大古典学派之一
即亚历山大里亚学派的最后一位学者，也是古希腊天文学的最后一位代表。
他总结吸收前人的研究成就，写出了《天文学大成》（又译作《至大论》、
《大汇编》、《天文学大全》、《地理指南》等），并且通过系统的几何学
证明，建立了宇宙地心体系，即地球中心论，成为希腊古典天文学的集大成
者。
地心体系认为，地球是静止地居于宇宙的中心，太阳、月球、行星和恒
星都环绕地球运动。该体系又被称为“地静说”、“地心说”或“地球中心
说”。这一学说最初由欧多克萨斯 （约公元前408—前355年）提出，他运
用27个同心球来表现这个体系的复杂运动。后来他的学生亚里士多德（公元
前384—前322年）接受了这个体系。为了使这个体系和当时已有的观测结
果更符合，亚里士多德又增加了29个球，达到56个球。地心体系的演绎非
常繁琐，成为当时的绝学。后来，著名学者阿波罗尼乌斯提出本轮、均轮规
则，喜帕恰斯提出偏心圆理论，又对这一体系进行了充实和发展。
随着天文观测的进步，人们发现，不光太阳的运行是不均匀的，就是行
星的运行也具有明显的不均匀性。例如，按匀速圆周运动计算出来的火星运
行位置，与实际观测的结果有时竟相差20余天之多。这样大的误差，即使用
喜帕恰斯的偏心圆假设（解释太阳运行非均匀性的理论），也难以作出解释。
这个问题已成为时代的难题。经过反复实测和研究，托勒密在喜帕恰斯地心
体系的基础上，提出了一个新的假设，方攻克了难题。他采用喜帕恰斯的偏
心圆概念，认为行星的均轮不以地球为圆心，而是地球的偏心圆；再进一步
设想行星在本轮上进行匀速运动，但本轮的中心在均轮上的运行是非匀速性
的；它的运行服从本轮中心在均轮上的运行，并对“等距离偏心点”（地球
位置对均轮中的对称点）的角速度是均匀的。这样，他所得出的结果便与实
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际观测基本相符，比喜帕恰斯大大前进了一步。
后来，托勒密集欧多克萨斯、亚里士多德、阿波罗尼乌斯和喜帕恰斯以
来的全部地心说之大成，写成了13卷本的《天文学大成》，书�
