1.2.2 柏拉图的完美和托勒密的不完备
直觉告诉我们，所有的天体都是围绕着地球旋转，作为宇宙的中心，地球是静止不动的。在不能认识宇宙的古代，人类只能是“坐井观天”地去体会和赞美宇宙。认识宇宙的真面目也只能是无奈地退而求其次了。
Cosmos（宇宙）一词，是由古希腊的数学家毕达哥拉斯创造的，原意为“一个和谐而有规律的体系”。毕达哥拉斯学派认为，天文学的目的，首先是追求宇宙的和谐，而不是狭义地去拟合观测。因此，对于古希腊的科学家来说，科学的目的，是为了揭示宇宙的奥秘。构建模型、解释现象，要比追求实用、迎合世俗的价值观更加重要。在他们的心目中，科学一定是美的，作为宇宙论的一个基本特征，和谐与简单，就是这种美学的最高标准。这种科学观，最终形成了绵延持久的学术传统，对西方科学的发展产生了极为深远的影响。
你可能会问，难道他们不想去实际地观察宇宙、认识宇宙吗？当然想！那是人类一直的梦想。只是手段和认识能力不具备而已！心理学和社会学的研究告诉我们，人对于未可知的东西，更可能产生的情感和思维就是畏惧或者赞美。
所以，当时统治科学界的“大神”柏拉图才会这样描述天体运行所应该采用的轨道：宇宙的本质是和谐的，而和谐的体系应当是绝对完美的，由于圆是最完美的形状，因此，所有天体运动的轨道都应该是圆形的（图1.19）。
图1.19 柏拉图的和谐宇宙和天体的完美圆轨道
按照这种假说，柏拉图提出了一种同心球宇宙模型，在这个模型中，月亮、太阳、水星、金星、火星、木星、土星依次在以地球为中心的固定的球面上作圆周运动。
这个模型提出后，很快就遭到人们的质疑。因为，行星在天空中时而顺行、时而逆行，凭直觉就可以判定，它们的视运动轨迹显然不是一个圆周。对此，柏拉图认为，行星运动所表现出来的这些现象是表面的、个别的，并不能够证明宇宙遵循“和谐”的这个理性主义的美学原则错了。为了对付这些异常现象，他发起了一场所谓的“拯救现象”运动，试图继续用同心球模型的框架来解释行星逆行之类的异常现象。
在“拯救现象”的运动中，涌现出了一位杰出的几何学家，他就是在缓解古希腊第一次数学危机的过程中扮演了重要角色的欧多克斯。在柏拉图同心球理论的基础上，欧多克斯提出了一种新的同心球模型。在这个模型中，日月五星的视运动轨迹，每个都是由一系列的同心球按不同的速度、绕不同的轴旋转而成的。
而古希腊的天文学家发现日月五星运动的不均匀性现象，在欧多克斯的同心球模型中还是不能够反映出来。为了更精确地模拟天体的运动，后来有人对日月五星分别增加了一层天球，使整个模型中同心球的数目达到34个，甚至更多……
到了公元前340年前后，柏拉图的学生亚里士多德在欧多克斯的同心球理论的基础上，又提出了所谓的水晶球体系（图1.20）。这个模型修正了柏拉图同心球体系中天体的排列次序，调整了太阳与内行星（水星和金星）的位置，地球之外次第为：月亮、水星、金星、太阳、火星、木星、土星、恒星天。
在亚里士多德的宇宙论中，有两点基本的假设：
第一，地球是宇宙的中心，是绝对静止不动的。为了证明这一点，他举出了两条论据，其一，假设地球是运动的，就会有所谓的“恒星视差”，但是，当时对恒星的观测并没有发现这一点（当时的观测精度无法测量到恒星视差，但它是存在的）；其二，假设地球是运动的，从高处坠落下来的物体就不应该是它的垂直的投影点。
第二，天体运动必须符合统一的圆周运动（uniform circular motion）。这一条，在欧多克斯的同心球模型提出来后，基本上可以确立了。
图1.20 水晶球体系
按照欧多克斯的同心球模型，可以比较好地解释日月运行的快慢，以及行星的顺行、逆行等现象，虽然复杂一些，但是不失“和谐”，可以说是一个很“完美”的宇宙模型。可是，不久人们便发现，行星（特别是金星、火星）的亮度会发生周期性的变化，而对于这个现象，欧多克斯的同心球模型却无法解释，因为按照同心球理论，行星到地球的距离始终是一样的，不应该产生亮度的变化。
那么，行星的亮度为什么会发生变化呢？这个问题成为亚里士多德之后的一些学者关注的焦点。
以研究圆锥曲线著称的阿波隆尼认为，行星并不是直接绕地球作圆周运动，因此，行星与地球的距离并不总是相等的，有时远，有时近。当行星离地球较远的时候，看起来较暗，当行星离地球较近的时候，看起来较亮。
为了说明他的想法，阿波隆尼提出了最早的“本轮-均轮”模型（图1.21）。在这个模型中，行星P本身绕空间中的一个点C作圆周运动，这个圆被称为“本轮”。本轮的圆心C则绕地球作圆周运动，这个圆被称为“均轮”。这两个圆周运动的合成，所画出的轨迹，就是我们看到的行星运行的真实路径。
图1.21 行星的“本轮-均轮”模型
在亚里士多德之后的近500年中，古希腊的数理天文学基本上只重视对宇宙模型的构建与修改，并不太关心这些宇宙模型对具体的天体运动的计算精度。实际上，各种模型的提出和改进，都是为了提高它的解释功能，所以在很大程度上，忽视了计算上的精度。因此，这些模型，虽然可以很简明地演示天体的运动，但是，都不具备历法意义上和计算天体运行工作中的实用性。
这种状况，在公元150年，被伟大的天文学家托勒密进行了根本性的改变，这一年，他出版了一部数理天文学著作《天文学大成》。托勒密仔细地研究了前人的成果，特别是阿波隆尼的本轮-均轮模型与希帕恰斯的偏心圆模型，在这两种模型的基础上，托勒密构造了一种新的本轮-均轮模型。利用这个模型所建立的计算方法，是与当时的天文观测相当吻合的。
托勒密模型中最重要的创造，是提出了一种叫“对应点”的概念（图1.22）。根据阿波隆尼的本轮-均轮模型，行星P在本轮上绕圆心C作匀速圆周运动。与阿波隆尼不同，托勒密将均轮设计为一个偏心圆，以圆心O为中心，选择与地球E相对称的点E＇，称之为“对应点”。本轮的圆心C绕对应点E＇作匀角速度运动。托勒密的体系中C点P点没有改变，只是在地球的所在处增加了“对应点”的设置，这样就能满足行星的圆周运动。
图1.22 对应点
虽然，托勒密的模型在实际应用上，远远高于以前的所有模型，但是，它存在着一个致命的弱点，那就是，本轮的圆心C围绕着对应点E＇作角速度均匀的运动，而不是绕均轮的圆心O作线速度均匀的运动。因此，这个模型违背了亚里士多德宇宙论中的基本要求——统一的圆周运动（uniform circular motion）。