一個並不存在的穹頂
在一個晴朗的夜晚走到戶外，天空看上去就像一隻倒扣的碗的內壁，群星貼在它上面，彷彿都處在同一固定距離。到這裡你已經明白那是一種錯覺：恆星其實分佈在差異極大的距離上，從幾光年到幾千光年都有。所以[[celestial-sphere|天球]]是一種方便的虛構——一個以你為中心、半徑無限大的假想球面，我們把每一個天體都投影到它上面，而不論它真實的遠近。
既然明知它是錯的，為什麼還要保留這幅圖景？因為對於「指向」而言，距離根本無關緊要。當你把望遠鏡對準某處時，你需要的只是一個方向——兩個角度。天球捨棄了我們難以直接看到的那一項（多遠），保留了我們能極其精確地測量的那一項（朝哪個方向）。這正是夜空星圖一直以來所用的同一個技巧。
天空的緯度與經度
在地球上，你用兩個數字——緯度和經度——來定位一座城市。天空採用了同樣的思路。設想把地球的赤道和兩極向外投影到天球上：這就給出了一條天赤道和兩個天極，以及一張與之對應的網格，叫做[[right-ascension-and-declination|赤經與赤緯]]。這兩個角度就是頭頂上每一樣東西的宇宙地址。
赤緯（Dec）是天空的緯度：表示一個天體位於天赤道以北或以南多遠，從北天極的 +90 度，經過赤道處的 0 度，一直到南天極的 −90 度。赤經（RA）是天空的經度，但傳統上它用時、分、秒來度量——24 小時繞天一圈——因為隨著地球轉動，天空像時鐘一樣從頭頂掃過。1 小時赤經等於 15 度。
赤經的零點在哪裡？它位於太陽一年的視運動路徑——[[ecliptic|黃道]]——自南向北穿過天赤道的地方，也就是三月的春分點。黃道相對天赤道傾斜約 23.4 度，因為地球的自轉軸是傾斜的；這正是太陽、月亮和行星都沿著那條同一條斜線遊走，而非沿著天赤道運行的原因。正是因為知道了這張網格的原點，地球上每一座天文台才能就一個暗弱星系的確切位置達成一致。
用角度來丈量天空
因為一切都位於一個球面上，天空中的大小和間距都是角度，而非長度——這就是[[angular-measure|角度量度]]。從地平線到地平線，整個天空橫跨 180 度；滿月的視直徑大約半度。1 度分為 60 角分，每 1 角分又分為 60 [[arcsecond|角秒]]。1 角秒極其微小：相當於在大約四公里之外看一枚小硬幣的寬度。
同樣這半度大小的月亮、同樣這 1 角秒，正是望遠鏡設計為何如此執著於清晰度的原因。要分辨一對雙星、或看清一顆行星上的細節，意味著要把相隔 1 角秒甚至更小的天體分開——這是你走到本階梯「望遠鏡」那一級時會反覆出現的主題。眼下，只要記住這些單位：用「度」看大局，用「角秒」看細節。
從角度到真實大小
單憑一個角度，只能告訴你某物看上去有多大，而非它實際有多大。手臂伸直時舉著的一枚硬幣，與天上的滿月，可以張出同樣的角度。但如果你同時知道距離，一條簡單的法則就能解出真實的大小。對於天文學中常見的小角度，[[small-angle-approximation|小角近似]]告訴我們：真實大小就等於角度（以弧度計）乘以距離。
size = angle(radians) x distance ( angle in arcsec ) / 206265 = angle in radians Moon: 0.5 deg ~ 0.0087 rad, d ~ 384,000 km size ~ 0.0087 x 384,000 ~ 3,400 km (true diameter ~ 3,475 km)
這條關係式可以雙向使用，這正是它真正的威力所在。正著用——由角度和距離得出真實大小——你就能測出一個星系或一顆行星究竟有多大。反著用——由已知的真實大小和測得的角度得出距離——它就成了你接下來將要認識的宇宙距離階梯上的一級。整個天體物理學的把戲，就是在你看得見的角度與你看不見的量之間互相換算。
記錄「在哪裡」與「有多大」
把這些拼在一起，你就明白一份星表到底是怎樣運作的。每個天體都有一個由赤經和赤緯給出的位置，以及一個用角度表述的大小或間距——延展的星雲用角分，緻密的星系用角秒。把這些位置和運動精確釘定下來的學問，叫做[[astrometry|天體測量學]]；現代巡天能把恆星位置測準到 1 角秒的很小的零頭。
正是這種精度，讓距離階梯的第一級成為可能。在一年之中，地球的公轉移動了我們的觀測視角，較近的恆星會相對遙遠的背景出現極其微小的來回擺動——這就是[[trigonometric-parallax|視差]]。這種擺動以角秒度量，且從不超過約 1 角秒；這正是為什麼在天球上做到角秒級的精度不是吹毛求疵，而是測量那些我們永遠無法親身跨越的距離的入口。