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天文学や航海術において、天球とは、半径が任意に大きく、地球と同心円状になった抽象的な球体である。空にあるすべての物体は、地球または観測者を中心とする天球の内面に投影されていると考えることができる。観測者を中心とした場合、天球の半分は観測地点を覆う半球状のスクリーンのように見える。
天球は、球面天文学において、観測者からの直線距離を考慮せずに天体の位置を特定するために用いられる概念的なツールである。天の赤道は、天球を北半球と南半球に分割する。
天体は非常に遠い距離にあるため、空を何気なく観察しても、それらの実際の距離に関する情報は得られません。すべての天体は、大きくても未知の半径を持つ球体の内側に固定されているかのように、同じくらい遠くにあるように見えます。 [ 1 ]その球体は頭上で西向きに回転しているように見えます。一方、足元の地球は静止しているように見えます。天体の方向のみを対象とする球面天文学においては、これが実際にそうであるかどうか、あるいは地球が回転し天球が静止しているかどうかは関係ありません。
天球は半径が無限であると考えることができます。これは、観測者がいる点を含め、その内部のどの点も中心とみなせることを意味します。また、平行線は、ミリメートル単位で離れていても、太陽系を横切っていても、すべて球と一点で交わるように見えます。これは、透視図法の消失点に似ています。[ 2 ]すべての平行平面は、球と一致する大円[ 3 ]（「消失円」）で交わるように見えます。
逆に、無限半径の天球上で同じ点を見つめる観測者は平行線に沿って見ており、同じ大円を見つめる観測者は平行平面に沿って見ていることになる。無限半径の天球上では、すべての観測者が同じ方向にある同じものを見ていることになる。
一部の物体については、これは単純化しすぎです。観測者から比較的近い物体（例えば月）は、観測者が十分に遠くまで移動すると（例えば地球の片側から反対側まで移動すると）、遠くの天球に対して位置が変わるように見えます。この効果は視差として知られており、平均位置からのわずかなずれとして表すことができます。天球は地球の中心、太陽の中心、またはその他の都合の良い場所に中心があると考えることができ、これらの中心を基準とした位置からのずれを計算できます。[ 4 ]
このようにして、天文学者は個々の観測者の幾何学的配置を計算する必要なく、天球上の天体の地心位置または太陽心位置を予測することができ、天球の有用性が維持される。必要に応じて、個々の観測者は平均位置からのわずかなずれを独自に算出することができる。天文学においては、多くの場合、このずれはごくわずかである。
天球は、天文学における一種の略記法と考えることができ、天文学者によって非常に頻繁に用いられています。例えば、2010年の天文年鑑では、1月1日午前0時0分0秒（地球時間）における月の見かけ上の地心位置を、赤道座標で赤経6時間57分48.86秒、赤緯+23度30分05.5秒と記載しています。この位置は、天球上に投影された位置であることを意味しており、どの場所からでもその方向を観測すれば、「地心月」は星空に対して同じ位置に見えることになります。多くの大まかな用途（例えば、月の概算位相を計算する場合など）では、地球の中心から見たこの位置で十分です。
精度が求められる用途（例えば、日食の影の経路を計算する場合）では、天文暦には、地球中心位置に基づいて、地球表面の特定の場所から見た地心座標を計算するための公式と方法が記載されています。 [ 5 ]これにより、各観測者がそれぞれの状況に対応できるため、このような天文暦に必要な詳細の量が大幅に削減されます。
天球（または天球）は、当初はアリストテレスなどのギリシャの天文学者によって、完全で神聖な存在として構想されました。彼は、世界の自然な秩序と構造を概説するアリストテレス物理学と呼ばれる一連の原理を構成しました。他のギリシャの天文学者と同様に、アリストテレスもまた、「天球を天体の運動の幾何学的理論の基準枠」と考えていました。[ 6 ]クニドスのエウドクソスの理論を採用したアリストテレスは、天球内の天体は純粋さ、完全さ、そして精髄（アリストテレスによれば神聖で純粋であると知られていた第 5 の要素）で満たされていると説明しました。アリストテレスは、太陽、月、惑星、恒星は、月下球の上にある月上領域にある完全な同心円状の球体であると考えました。アリストテレスは、これらの天体（月上領域）は完全であり、火、水、空気、土といった古典的な元素によって汚染されることはないと主張した。汚染されやすい元素は月下領域にのみ存在し、汚染されない元素はアリストテレスの地球中心モデルにおける月上領域に存在する。アリストテレスは、天球は永遠に続く天体運動（完全な円運動）を示す必要があるという考えを持っていた。また、彼は、本質的な元素が神の意志によって自由に動く自然の位置の原理に厳密に従って振る舞い、他の元素である火、空気、水、土は汚染されやすく、変化や不完全さの影響を受けると主張した。アリストテレスの重要な概念は、エウドクソスの別々の球体のモデルを採用し、天文学的現実において地球と天を区別する五元素の性質に基づいている。
アリストテレスとエウドクソス（紀元前395年頃～紀元前337年頃）による数々の発見は、両者のモデルに相違点をもたらしつつ、同時に類似した性質も共有している。アリストテレスとエウドクソスは、天球の数について異なる主張をした。エウドクソスによれば、天球は27個しかないのに対し、アリストテレスのモデルでは55個の球体がある。エウドクソスは、『速度について』（古代ギリシア語：Περί Ταχών ）として知られる論文から数学的にモデルを構築しようと試み、ヒッポペードまたはレムニスケートの形状が惑星の逆行と関連していると主張した。アリストテレスは、天球の速度は天体と同様に不変であると強調したが、エウドクソスは、天球は完全な幾何学的形状をしていると強調した。エウドクソスの球体では惑星の下層部に望ましくない動きが生じるが、アリストテレスは外側の球体の動きを打ち消すために各球体の間に巻き戻し装置を導入した。そうしないと外側の動きが外側の惑星に伝わってしまうからである。アリストテレスは後に「入れ子になった球体と円運動の組み合わせを独創的な方法で用いて惑星の動きを観察したが、その後の観察でその成果が覆され続けた」と述べている。[ 7 ]
アリストテレスとエウドクソス以外にも、エンペドクレスは、天体の運動が神の（比較的速い）速度で地球の周りを回転することで、自然の原因による下方への動きが妨げられ、地球は静止した状態になると説明した。アリストテレスはエンペドクレスのモデルを批判し、地球に向かってくるのはすべての重い物体であり、回転運動自体ではないと主張した。彼はそれを嘲笑し、エンペドクレスの主張は極めて不合理だと述べた。自然の場所の動きと不変の天体（天球を含む）に反するものは何でも、アリストテレスによって即座に批判された。
これらの概念は、天球座標系、つまり天球上の物体の位置を測定するための枠組みを理解する上で重要です。地球上の特定の基準線と基準面を天球に投影すると、基準系の基点が形成されます。これらには、地球の赤道、自転軸、軌道が含まれます。これらが天球と交わる点では、それぞれ天の赤道、北天極と南天極、黄道が形成されます。[ 8 ]天球は半径が任意または無限であると考えられるため、すべての観測者は、背景の星々に対して天の赤道、天の極、黄道を同じ場所に見ます。
これらの基準に基づいて、天体座標系を構築することで、天体の方向を定量化できます。地理上の経度と緯度と同様に、赤道座標系は、赤経と赤緯を用いて、天の赤道と天の極に対する位置を指定します。黄道座標系は、黄道経度と黄道緯度を用いて、黄道（地球の軌道）に対する位置を指定します。赤道座標系と黄道座標系の他に、銀河座標系など、特定の目的に適した天体座標系もあります。
古代ギリシア人は、星が天球に付いていて、1日で地球の周りを公転し、地球は固定されているという文字通りの真実を前提としていた。[ 9 ]アリストテレスとプトレマイオスのモデルの基礎となった エウドクソスの惑星モデルは、古典的な惑星の「さまよう」ことに対する最初の幾何学的説明であった。[ 10 ]これらの「水晶球」の最も外側のものが恒星を運んでいると考えられていた。エウドクソスは、プラトンの「惑星の見かけの運動は、どのような均一で秩序だった運動を仮定すれば説明できるのか？」という問いに答えるために、 27個の同心円状の球体を使用した。 [ 11 ]紀元前5世紀半ばのアナクサゴラスは、星は熱を感じるには遠すぎる「燃える石」であると示唆した最初の哲学者として知られている。同様の考えはサモスのアリスタルコスによっても表明された。しかし、これらの考えは古代末期から中世にかけてのヨーロッパやイスラム世界の主流の天文学には取り入れられませんでした。コペルニクスの地動説は惑星の球体を否定しましたが、恒星の球体の存在を必ずしも否定するものではありませんでした。ヨーロッパ・ルネサンス期に初めて恒星が遠く離れた太陽であると提唱した天文学者は、ジョルダーノ・ブルーノで、著書『De l'infinito universo et mondi』（1584年）の中でこの考えを述べています。この考えは、異端審問でブルーノに対して提起された告発の一つでしたが、目立つ位置づけではありませんでした。この考えは17世紀後半、特にベルナール・ル・ボヴィエ・ド・フォントネルの『Conversations on the Plurality of Worlds』（1686年）の出版以降、主流となり、18世紀初頭には恒星天文学における標準的な作業仮説となりました。
天球とは、天球の物理的な模型、すなわち天球儀を指す場合もある。このような天球儀は、球体の外側に星座を描き込んでおり、地球から見た星座の鏡像となる。現存する最古の天球儀は、ファルネーゼのアトラス像の天球儀であり、これは紀元前120年頃のヘレニズム時代の作品を模写した2世紀の作品である。
他の惑星の観測者は、その空の物体を、まるでドームに投影されたかのように、ほぼ同じ条件下で見ることになるだろう。その惑星の空に基づいた座標系を構築することができる。これらの座標系は、対応する「黄道」、極、赤道に基づいて構築できるが、そのようなシステムを構築する理由は、技術的な側面だけでなく、歴史的な側面も大きい。
ショーヴネ球面天文学。Googleブックスの19ページ。
practical astronomy.、第2条、5ページ、Googleブックス。