水逆和托勒密
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日心说
描述星体运动，首先提出解决方案的人，是柏拉图的学生欧多克斯，他认为天球肯定不止一个，每个行星都会受到多个同心天球的影响。这是一种什么场景呢？就是一个天球内部有很多层球嵌套在一起，它们的圆心都是地球，但每层球的转动速度不一样，有的快有的慢，但各自的运行却是均匀的。
但好景不长，很快人们发现，行星的亮度并不是恒定的，也就是说，行星和地球的距离不是恒定的，时远时近，欧多克斯的同心天球模型并不能解释这种现象。怎么办？
这时候另一位古希腊先贤跳出来了，他就是以研究圆锥曲线著称的阿波罗尼斯。他认为，太阳、月亮及五大行星各自围绕着一个叫“本轮”的东西做匀速圆周运动，而本轮的中心，是围绕着一个以地球为中心的“均轮”做匀速运动。这个模型不仅可以解释行星逆行的变化，还可以解释行星和地球距离的变化。本轮、均轮的说法在今天来看很荒谬，但作者认为，它标志着实证精神的萌芽。
古希腊的另一位先贤，阿里斯塔克斯，曾经测量出太阳的体积比地球大300多倍。这里需要说一下，这和现代测量的数据差很多，现在人们知道太阳的体积是地球的130万倍。但不管测量的准不准，“太阳比地球大很多”的这个事实，当时人们已经知道了。
托托勒密登场了，他是地心说的集大成者。托勒密决定再次让观念向事实做出妥协，而且是重大妥协，他放弃了“均轮的中心是地球”和“均轮匀速转动”这两个观念，引进了“偏心等距点”的概念。这个理论模型对行星逆行幅度时大时小的现象，做出了一定程度的解释。所以阿里斯塔克斯最早就提出了日心说，但在当时并没有引起什么反响。
随着航海业的兴起，对日历和定位的精度要求越来越高，地心说的精度有点跟不上人们的需求了。在这种背景下，哥白尼终于要登场了。哥白尼虽然不是最早提出日心说的人，但他却是第一个把日心说从观念假说变成定量模型的人。在哥白尼的日心说里，太阳变成了中心，地球变成了行星，一边自转，一边和其他行星一样围绕着太阳公转。这个学说发表之后，启发了意大利科学家伽利略。
伽利略给日心说找到了强有力的证据。他的行为让教会很生气，但教会的干预最终也不能阻止科学的进步。日心说从一种计算工具，逐渐被证实。面对这种无法逆转的局面，教会的态度也有了变化，开始承认日心说。日心说和地心说的争论刚结束不久，“太阳是宇宙的中心”这种认识，也很快遭到了质疑。比如意大利哲学家布鲁诺就认为，太阳只不过是宇宙里的无数星星之一，没什么特别的。本书作者认为，思想禁忌一旦被打破，新的想法就会源源不断。日心说的胜利，是一次思想的解放，它给未来的科学发展奠定了基础。
日食
日食只不过是月球转到了地球和太阳的中间，挡住了阳光而已，但问题肯定没有这么简单。因为如果是这样，月球大概每个月会绕地球一圈，日食应该每个月发生一次，每个世纪发生一千两百多次才对呀，但事实上，20世纪一共只发生过228次日食，明显少于一千两百多次，这是为什么呢？
答案是，被地球漏掉了。为什么会漏掉？因为地球和月球的公转轨道并不在一个平面上，它有一个5.14度的夹角，所以，即便月球位于地球和太阳中间，也可能偏上或者偏下，这样它挡住阳光形成的影子就不会出现在地球上，就不会出现日食。所以说，出现日食要有两个条件，第一是月球出现在地球和太阳中间，第二是它们的公转轨道刚好在一个平面上。由于月球公转轨道和地球公转轨道平面的交点只有两个，所以，只有月球运动在地球和太阳之间，并且在这两个交点之一附近，才会出现日食。在天文学上，这两个点被称为升交点和降交点，这两点的连线叫做交点线。如果用天文学的术语，你可以这样形容日食的形成：月球运动到地球和太阳之间，并且交点线与太阳方向几乎重合。
好，如果是这样的话，日食似乎应该是每年只发生两次，一个世纪应该是200次，但前面我们也说了，20世纪一共发生了228次日食，多出来的那28次是哪儿来的呢？
在科学家的眼里，只要我这里数字对不上，你那里必定有别的东西。经过进一步的研究发现，多出来的这28次，是因为月球的公转轨道并不是固定不变的。月球受到太阳引力的影响，会导致交点线缓慢地转动，转动的方向和地球公转的方向是相反的，周期大概是18.61年，这种现象在天文学上叫交点的退行。由于有交点的退行，每次出现日食就不是通常意义上的半年182.5天，而是173.3天，两次这样的间隔相加就是346.6天，这样一个周期在天文学上叫食年。由于食年只有年的95%左右，这么推算下来，每个世纪的日食次数应该是210次左右，这比刚才推算出来的200次就又近了一步，但仍然比实际次数还是差18天。只要我这里数字对不上，你那里必定有别的东西，看来还是有被我们忽略的日食。
是哪里被忽略了呢？前面咱们说过，日食就是月球运动到地球和太阳之间，并且交点线与太阳方向几乎重合。注意这里用了一个词，“几乎重合”，为什么不是完全重合呢？这主要是因为地球是一个庞然大物，月球即使偏离交点，只要不是偏得太厉害，它的影子还是能投射在地球上的，还是能形成日食。这个被允许偏离的范围，对应的时间大概是37天，天文学上叫食季。在一个食季中，至少会发生一次日食，运气好的话，可能会出现两次，所以，每个世纪的日食数，要比食季本身的数量略多，多出来的18天就是从这儿来的。
经过这么复杂的推演，人们终于掌握了日食的规律。从对日食规律的探索上，我们可以看到实证精神的进一步展示，科学家们相信，我这里数字对不上，你那里必定有别的东西。
光谱
牛顿通过三棱镜实验，发现了阳光是由不同颜色的单色光组成的，也就是所谓的色散现象。牛顿的这个发现，可以算是最原始的光谱分析，在光的探索上迈出了重要的一步。但就从了解太阳的角度上来说，牛顿看到的光谱有一个大问题，那就是它不仅可以在阳光中看到，在其他白色或接近白色的光源里也能看到，所以说，牛顿发现的光谱并不能给我们太阳的专属信息。
到19世纪初，英国化学家沃拉斯顿改进了牛顿的实验，结果发现，在彩色光谱里存在几条很细的暗线。这些暗线是什么？沃拉斯顿猜测这些暗线是不同颜色之间的分界线。这个猜测在当时是合理的，因为他发现的暗线也就那么几条，人们描述光谱的颜色也就那么几种，所以猜测两者之间存在某种匹配也是可以理解的。
夫琅禾费，他出生在一个光学仪器世家。1814年，夫琅禾费发明了光谱仪，这种仪器的核心还是三棱镜，但是相比牛顿时代，分辨率已经有很大的提升了。和沃拉斯顿一样，夫琅禾费在阳光里也看到了暗线，但他的仪器更精密，夫琅禾费看到了几百条暗线。但这些暗线到底是什么？最开始夫琅禾费怀疑是自己的仪器有问题，他就对这种可能性进行了验证，他用仪器观察其他光源，发现其他光源并没有出现一样的暗线，这也就证明了暗线是阳光本身的特征。这些暗线虽然乍一看挺复杂，但其实每一条都是有固定位置的，夫琅禾费对它们都进行了编号，但他还是不知道这些暗线究竟代表了什么。
到了1859年，揭秘的日子终于来了。两位德国人在这个问题上有了突破，这两个人分别是化学家本生和物理学家基尔霍夫。当时本生正在研究化学元素加热后发射出来的光谱。元素不同，它发出的亮线位置也不同，本生打算用这个特征来作为认证化学元素的新手段，但难在他用来观察光谱的设备精度太低，这时候基尔霍夫给他推荐了光谱仪。鸟枪换炮之后，本生和基尔霍夫两个人很快证实了每种化学元素都有自己独特的光谱，就像每个人的指纹一样。这和太阳光谱里的暗线有什么关系呢？基尔霍夫在研究中还有一项重要的发现，亮线源于光的发射，也叫发射光谱，暗线源于光的吸收，也叫吸收光谱。这个发现让基尔霍夫意识到，太阳光谱里那些成百上千的暗线，就是太阳上的吸收光谱。既然吸收光谱和发射光谱是相对应的，那我们只要把暗线和已知元素的发射光谱做对比，就能分析出太阳上的元素。
科学家们经过对太阳光谱的分析，发现太阳是一个巨大的氢气球，在太阳的总质量里占了71%，还发现了一种新元素，氦，占太阳总质量的27.1%。不过，氦虽然是在太阳上发现的，但它作为太阳元素的高贵身份很快就掉价了，因为没过多久，在地球上也发现了氦元素。利用基尔霍夫的发现，科学家们很快就在太阳的光谱里分析出了大量和地球上相同的元素。前边咱们说到了一个人们古已有之的观念，那就是天贵地贱，当时人们普遍认为天体是高贵的，但光谱的发现是对这种观念的再一次打击。
