一个并不存在的穹顶
在一个晴朗的夜晚走到户外，天空看上去就像一只倒扣的碗的内壁，群星贴在它上面，仿佛都处在同一固定距离。到这里你已经明白那是一种错觉：恒星其实分布在差异极大的距离上，从几光年到几千光年都有。所以[[celestial-sphere|天球]]是一种方便的虚构——一个以你为中心、半径无限大的假想球面，我们把每一个天体都投影到它上面，而不论它真实的远近。
既然明知它是错的，为什么还要保留这幅图景？因为对于“指向”而言，距离根本无关紧要。当你把望远镜对准某处时，你需要的只是一个方向——两个角度。天球舍弃了我们难以直接看到的那一项（多远），保留了我们能极其精确地测量的那一项（朝哪个方向）。这正是夜空星图一直以来所用的同一个技巧。
天空的纬度与经度
在地球上，你用两个数字——纬度和经度——来定位一座城市。天空采用了同样的思路。设想把地球的赤道和两极向外投影到天球上：这就给出了一条天赤道和两个天极，以及一张与之对应的网格，叫做[[right-ascension-and-declination|赤经与赤纬]]。这两个角度就是头顶上每一样东西的宇宙地址。
赤纬（Dec）是天空的纬度：表示一个天体位于天赤道以北或以南多远，从北天极的 +90 度，经过赤道处的 0 度，一直到南天极的 −90 度。赤经（RA）是天空的经度，但传统上它用时、分、秒来度量——24 小时绕天一圈——因为随着地球转动，天空像时钟一样从头顶扫过。1 小时赤经等于 15 度。
赤经的零点在哪里？它位于太阳一年的视运动路径——[[ecliptic|黄道]]——自南向北穿过天赤道的地方，也就是三月的春分点。黄道相对天赤道倾斜约 23.4 度，因为地球的自转轴是倾斜的；这正是太阳、月亮和行星都沿着那条同一条斜线游走，而非沿着天赤道运行的原因。正是因为知道了这张网格的原点，地球上每一座天文台才能就一个暗弱星系的确切位置达成一致。
用角度来丈量天空
因为一切都位于一个球面上，天空中的大小和间距都是角度，而非长度——这就是[[angular-measure|角度量度]]。从地平线到地平线，整个天空横跨 180 度；满月的视直径大约半度。1 度分为 60 角分，每 1 角分又分为 60 [[arcsecond|角秒]]。1 角秒极其微小：相当于在大约四公里之外看一枚小硬币的宽度。
同样这半度大小的月亮、同样这 1 角秒，正是望远镜设计为何如此执着于清晰度的原因。要分辨一对双星、或看清一颗行星上的细节，意味着要把相隔 1 角秒甚至更小的天体分开——这是你走到本阶梯“望远镜”那一级时会反复出现的主题。眼下，只要记住这些单位：用“度”看大局，用“角秒”看细节。
从角度到真实大小
单凭一个角度，只能告诉你某物看上去有多大，而非它实际有多大。手臂伸直时举着的一枚硬币，与天上的满月，可以张出同样的角度。但如果你同时知道距离，一条简单的法则就能解出真实的大小。对于天文学中常见的小角度，[[small-angle-approximation|小角近似]]告诉我们：真实大小就等于角度（以弧度计）乘以距离。
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)
这条关系式可以双向使用，这正是它真正的威力所在。正着用——由角度和距离得出真实大小——你就能测出一个星系或一颗行星究竟有多大。反着用——由已知的真实大小和测得的角度得出距离——它就成了你接下来将要认识的宇宙距离阶梯上的一级。整个天体物理学的把戏，就是在你看得见的角度与你看不见的量之间互相换算。
记录“在哪里”与“有多大”
把这些拼在一起，你就明白一份星表到底是怎样运作的。每个天体都有一个由赤经和赤纬给出的位置，以及一个用角度表述的大小或间距——延展的星云用角分，致密的星系用角秒。把这些位置和运动精确钉定下来的学问，叫做[[astrometry|天体测量学]]；现代巡天能把恒星位置测准到 1 角秒的很小的零头。
正是这种精度，让距离阶梯的第一级成为可能。在一年之中，地球的公转移动了我们的观测视角，较近的恒星会相对遥远的背景出现极其微小的来回摆动——这就是[[trigonometric-parallax|视差]]。这种摆动以角秒度量，且从不超过约 1 角秒；这正是为什么在天球上做到角秒级的精度不是吹毛求疵，而是测量那些我们永远无法亲身跨越的距离的入口。