تعداد آسمانها

از قرنهای چهارم تا ششم پیش از میلاد مسیح، اخترشناسان یونانی پی بردند که باید بیشتر از یک سایبان (آسمان) وجود داشته باشد. چون اوضاع نسبی ستاره‌های ثابت، که ظاهراً حول زمین حرکت می‌کنند، تغییری نمی‌کند اما اوضاع نسبی خورشید، ماه و پنج جسم درخشان ستاره‌مانند (که امروز می‌دانیم سیاره‌های عطارد، زهره، مریخ، مشتری و زحل هستند) تغییر می‌کند.

روش‌های مختلف اندازه‌گیری فاصله‌های کیهانی در حدود صد و پنجاه سال پیش از میلاد، ابرخس (۱۹۰ تا ۱۲۰ پیش از میلاد)، فاصله زمین تا ماه را بر حسب قطر زمین به دست آورد. او روشی را به کار برد که یک قرن پیش از او، جسورترین اخترشناس یونانی، آریستارخوس، پیشنهاد داده بود. آریستارخوس متوجه شده بود که انحنای سایه زمین، وقتی که از ماه می‌گذرد، باید ابعاد نسبی زمین تا ماه را نشان دهد. با پذیرش این نظر و به کمک روش‌های هندسی می‌توان فاصله زمین تا ماه را بر حسب قطر زمین محاسبه کرد.

برای تعیین فاصله خورشید نیز، آریستارخوس، یک روش هندسی را به کار برد که از نظر تئوری درست بود. اما نیاز به اندازه‌گیری زاویه‌هایی چنان کوچک داشت که جز با استفاده از وسایل امروزی ممکن نبود. هرچند که ارقام او درست نبود، او نتیجه گرفت که خورشید دست‌کم باید هفت برابر بزرگ‌تر از زمین باشد و بنابراین اندیشه گردش خورشید به دور زمین را، که در آن زمان باور رایج بود، غیرمنطقی دانست.

ستاره‌شناسان بعدی حرکات اجرام آسمانی را بر مبنای این نظریه مطالعه کردند که زمین ساکن است و در مرکز عالم قرار دارد. نفوذ و سلطه این نظریه تا سال ۱۵۴۳، یعنی تا زمانی که کپرنیک کتاب خود را منتشر کرد و با پذیرش عقیده آریستارخوس، زمین را برای همیشه از مرکز جهان بودن بیرون راند، حاکم بود.

یکی دیگر از روش‌هایی که با آن می‌توان فاصله‌های کیهانی را محاسبه کرد، استفاده از روش اختلاف منظر است.

روش دیگر استفاده از مثلثات است. بطلمیوس با استفاده از مثلثات توانست فاصله راه را از روی اختلاف منظر آن تعیین کند و نتیجه‌اش با رقم پیشین، که ابرخس بدست آورده بود، تطبیق می‌کرد.

البته امروزه روش‌های مختلف دیگری که خیلی دقیق‌تر از روش‌های فوق است، فاصله خورشید از زمین را به‌طور متوسط تقریبا برابر ۵‚۱۴۹ میلیون کیلومتر به دست می‌دهد. این فاصله میانگین را واحد نجومی (با علامت اختصاری A.U) می‌نامند و فاصله‌های دیگر منظومه خورشیدی را با این واحد می‌سنجند.