第一个地外目标——月球
月亮，是人类飞出地球、步入太空的第一个中途站，是人类迄今在地球之外留下足迹的唯一星球。世界上没有一个民族不对月亮抱有浓厚的感情。历代诗人留下无数吟哦明月的华美诗篇，便是最好的佐证。
人类首先测出绝对距离的那个天体正是月亮。这是很自然的，因为宇宙中再也没有比月球离我们更近的天体了。
可是，有什么办法能够知道月亮离我们究竟有多远呢？用直尺、折尺或卷尺来量吗？那当然是行不通的。然而，早在2000多年前，就有人想出了一个相当巧妙的办法。
公元前3世纪之初，在小亚细亚的萨摩斯岛（Samos）上出现了一位最富有创见的古希腊天文学家，名叫阿里斯塔克（Aristarchus，约公元前310—约前230年）。他是杰出的天文观测家，又是一位天才的理论家。人们不知道他的生平，他的大部分著作也已失传，但是他的《论日月的大小和距离》流传了下来。
阿里斯塔克在这部著作中首先提出，如果在上弦月的时候测定太阳和月亮之间的角距离，就可以据此推算出日月到地球距离的比值（图８）。阿里斯塔克指出：上弦月的时候，日、月、地三者应该构成一个直角三角形，月亮在直角的顶点上。他根据观测确定，上弦时太阳和月亮在天穹上相距87°，由此可以推算出太阳比月亮远19倍。虽然这个结果比实际数值要小20倍左右，但其原理简单明了，值得赞赏。这是2000多年前测定天体距离的第一次大胆尝试，对其结果的称颂也理应超过对它的责难。
图8阿里斯塔克测量日、月到地球距离之比值的方法。
图中S代表太阳，E代表地球，M代表月亮
阿里斯塔克又想到，由于日全食时月亮恰好挡满太阳，也就是说，它们的视角径相等，因此太阳的线直径必定也正好就是月亮的19倍。他还观测月食时的地影，计算出地球的影宽，进而推算出月球的直径是地球的1/3（今天知道实际是0.27倍）。因此，太阳的直径便是地球的（19×1/3）倍，即6倍有余。而太阳的体积则是地球的（19×1/3）3倍，即200多倍。这比实际情况（太阳比地球大130万倍）小了许多，但足以证明地球绝不是宇宙中最大的天体。在阿里斯塔克看来，小物体应该围绕大物体运转，因此太阳环绕地球旋转实在是太不合乎逻辑了。也许就是这个原因，使阿里斯塔克天才地提出太阳和恒星一样，都静止在远方，而地球则既在绕轴自转，又环绕着太阳运行。同时他还认为，恒星比地球绕太阳运行的轨道更加遥远。当时的学者不能接受阿里斯塔克的理论，甚至还指控他亵渎神灵。他关于这些想法的论著久已失传，如果不是阿基米德在著作中提到的话，那么它大概早就被人们遗忘了。然而，历史赋予了他应有的地位，他远在哥白尼（NicolasCopernicus，1473—1543年）之前17个世纪就猜到了日心系统的概况，因此恩格斯热情地称颂阿里斯塔克为“古代的哥白尼”。
阿里斯塔克还想出一个巧妙的办法来测量地球与月亮的距离，只是直到一个半世纪之后伊巴谷（Hipparchus，约公元前190—约前120年）才将它付诸实践。
古希腊所有的天文学家中，伊巴谷可以算是最伟大的了。遗憾的是，后人对他的生平几乎一无所知，只知道他出生于尼西亚这个地方（今土耳其的伊兹尼克），在爱琴海的罗德岛上建立观象台，发明了许多用肉眼观测天象的仪器，后来这类仪器在欧洲沿用了1700年。伊巴谷可能是在罗德岛去世的。公元二三世纪尼西亚的一些硬币上刻有他的座像，硬币上的铭文是希腊文ΙΠΠΑΡΧΟΣ，即伊巴谷。可见至少在伊巴谷的家乡，在几个世纪中他的名声一直很大。伊巴谷为方位天文学——也就是天体测量学，奠定了稳固的基础。他测算出一年的长度是365又1/4天再减去1/300天，这个数字与实际情况只相差6分钟。他编制了几个世纪内日月运动的精密数字表，据此可以推算日月食。他还编出一份包含1000多颗恒星的星表，列出了它们的位置和亮度。伊巴谷是古希腊的一位知识巨人，西方人尊称他为“天文学之父”。他留下的大量观测资料，为后人的重大发现创造了条件。可惜，伊巴谷的著述均已失落，人们只是从托勒玫的著作中才了解到他的这些情况。
公元前150年前后，伊巴谷将阿里斯塔克提出的测量月亮距离的设想付诸实践。当时希腊人已经意识到，月食是由于地球处于太阳和月亮中间，从而地影投射到月亮上造成的。阿里斯塔克指出，掠过月面的地影轮廓的弯曲情况应该能显示出地球与月球的相对大小。根据这一点，运用简单的几何学原理便可以推算出月亮有多远：它与我们的距离是地球直径的多少倍。伊巴谷做了这一工作，算出月亮和地球的距离几乎恰好是地球直径的30倍。倘若采用埃拉托色尼的数字，取地球直径为12700千米，那么月地距离就是38万千米有余。今天，我们知道月球绕地球运行的轨道是个椭圆，因此月地距离时时都在变化。月球离地球最远时为405500千米，最近时则为363300千米，由此可知月地之间的平均距离是384400千米，伊巴谷的测量结果与此相当接近。
然而，尽管阿里斯塔克的方法十分巧妙，伊巴谷的观测技术又很高超，但是像他们那样做还是难以获得高度精确的结果。当近代天文学兴起之后，人们必然就会以更先进的方法来重新探讨“月亮离我们有多远”这个古老的问题。
从街灯到天灯
月亮，仿佛是一盏不灭的“天灯”。它与我们相隔着辽阔的空间，因此我们无法拿起尺子直接朝它一路量去，以确定这盏“天灯”的距离。利用月食推算的方法又过于粗略，天文学家们必须另找出路。幸好，这倒并不太困难。
人们早就懂得怎样计量地面上不能直接到达的目标有多远了。比如，在一条滔滔奔腾的大河对岸有一排街灯，我们既不用渡河，又可以知道这些灯有多远。这只要使用简单的三角测量法就行了。
例如图9（甲）中，我们站在A处，要测量C处这盏灯的距离。那可以这样做：先在当地［图9（甲）中的A处］立一根标杆，再顺着河岸向前走一段路，到某一点B停下，再立一根标杆。AB的长度可以用很准确的尺直接量出，这就是测量的基线。再用测角仪器测出∠CAB和∠CBA的大小。于是，在△ABC中知道了两个角和一条边，就立刻可以推算出［或者，如图9（乙），用按比例作图的办法得出］AC的长度了。其实，这种方法在前面介绍实测子午线时已经谈过了。
图9测量大河对岸街灯的距离：（甲）大河对岸的街灯，（乙）按
比例缩小后作图
运用这种方法原则上很简单，但要注意基线不能太短。如果图9中的AC很长而AB却很短，那么△ABC就变得非常瘦长。这样的图形按比例缩小后画到纸上就很难画准，因此测量的准确程度就会降低。同样，即使不用作图法，两个角度只要测得稍许有些偏差，计算结果就会有很大的误差。
测量“天灯”的方法，其实也一样。我们只要在地面上选定一条很长的基线，量出它的长度，并在它的两端插上标杆，然后用“天灯”作为目标代替上面的街灯，再按同样的办法测出两个角度，就可以得到这盏“天灯”的距离了。
历史上，人们正是这样做的。首先用三角法测定月球距离的，是法国天文学家拉卡伊（NicolasLouisdeLacaille，1713—1762年）和他的学生拉朗德（Joseph-JérômeLeFrançaisdeLalande，1732—1807年）。拉卡伊年轻时曾打算做一名罗马天主教教士，因而钻研神学。不过，他对数学和天文学的兴趣又超过了神学，最后终于成为出色的天文学家。拉朗德比他的这位老师小19岁，青年时研究过法律，当时他恰好住在一座天文台附近，这唤起了他对天文学的强烈兴趣。因此，他学完了法律，却没有去当律师，而成了一名有作为的天文学家。
1752年，19岁的拉朗德来到柏林。当时，他的老师拉卡伊正在非洲南端的好望角。这两个地方差不多处在同一经度圈上，纬度则相差90°有余。他们同时在这两个地方进行观测，首次用三角法来测定月亮的距离，他们之间的基线比地球的半径还要长。在图10中，B代表柏林，C代表好望角。夜幕降临，月亮从地平线上越升越高。当它到达最高点时，在图10中的位置是M。这时，容易在B点（柏林）测量出月亮M的天顶距（即离开头顶方向的角度），它用ZB表示；同样容易在C点（好望角）测出月亮M的天顶距ZC。圆弧BC的度数是知道的，它正是柏林与好望角两地之间的纬度差，这个数值也正好是∠BOC的大小。
图10在柏林（图中B点）和好望角（图中C点）同时观测月亮（M），
O代表地球中心。ZB和Zc分别是月亮M在B点（柏林）和C点
（好望角）的天顶距
OB、OC是地球半径，它的长度，我们已经知道。于是，在△BOC中已知两条边和它们的夹角∠BOC，就立即可以算出BC之长和另外两个角∠OBC和∠OCB的大小。根据这两个角和ZB、ZC，就可以知道△MBC中的两个角∠MBC和∠MCB之值。最后，既然在△MBC中知道了一条基线和两个角，月球的距离也就唾手可得了。
拉卡伊和拉朗德计算的结果是：月球与地球之间的平均距离大约为地球半径的60倍，这和现代测定的数值很相近。
这两位学者的其他事迹，也很有趣。拉卡伊在好望角期间编制了一份巨大的南天星表，命名了14个南天星座，填补了南天星座尚存的全部空缺。它们的名称一直沿用至今。这位拉卡伊虽然很穷，但还是有求必应地把星图的副本分送给每位索取者。他为了制作星图和星表而拼命工作，耗尽了他的精力，严重损害了健康，去世时还不到50岁。
他的学生拉朗德却比较长寿，活了75岁。拉朗德于1795年63岁时就任巴黎天文台台长。他编了一份包含47000颗恒星的星表。其中有一颗编号为21185的，后来查明是少数几颗离太阳最近的恒星之一，它的名字现在就称为拉朗德21185。它也就是HD95735，只有半人马α、巴纳德星和沃尔夫359星才比它离我们更近些。
很值得一提的是，拉朗德还是一位了不起的天文知识普及家。他年轻力壮的时代，正值18世纪法国资产阶级大革命的前夜。当时的一部分启蒙运动思想家编撰了著称于世的《百科全书》（全称《百科全书，科学、艺术和工艺详解词典》），其核心人物是主编狄德罗（DenisDiderot，1713—1784年）。《百科全书》自1751年第一卷问世，到1772年完成28卷，历时20余年之久，达朗贝尔（JeanleRondd’Alembert，1717—1783年）、伏尔泰（Voltaire，1694—1778年）、卢梭（Jean-JacquesRousseau，1712—1778年）、爱尔维修（ClaudeAdrienHelvétius，1715—1771年）等著名学者先后参与写作，而其中的全部天文学条目均出自拉朗德之手。
雷达测月和激光测月
用三角法测量得到的地月平均距离为384400千米，这已经很精确了。但是，天文学家们并不满足。雷达测月便是从20世纪50年代后期开始发展起来的新方法，当时雷达技术是人类探索太阳系天体的卓有成效的新手段。
雷达测月的方法直截了当。如图11所示，在地球上的某天文台A向月球发出一个无线电脉冲，并记下发出脉冲的时刻t1；这个脉冲信号到达月球上的B点后，又反射回A点，记下接收到返回信号的时刻t2。电波传播的速度就是光的传播速度c，它在（t2-t1）这段时间内走过的路程是c（t2-t1），这正是在AB两点之间往返一次的长度，所以AB之间的距离便是c（t2-t1）/2。再经过一些推算，即可进而定出月球中心到地球中心的距离。
图11雷达测月示意图。A是地球上的一座天文台，它的
雷达发出的无线电脉冲从月球上的B点反射回来
早在1946年，就有人首次尝试用雷达测量地球到月球的距离。第一次成功的“雷达测月”是1957年的事，从那以后这种方法取得了很大的进展。通过系统的测量得知，地月平均距离为384400千米，其误差不超过1千米。
激光的发明为整个科学技术领域提供了强大的新武器。1960年，第一台红宝石激光器问世，从此激光技术便飞速向前发展。这使天文学家获得了将雷达天文学扩展到光学波段的可能。在测量月地距离时，人们用“光雷达”取代无线电雷达，这便是现在很受推崇的“激光测月”工作。由于激光的方向性极好，光束非常集中，单色性极强，因此它的回波很容易与其他来源的光（例如背景太阳光）区分开来，所以激光测月的精度也远较雷达测月为高。
最初成功地接收到来自月面的激光脉冲回波是在1962年，它为激光测月拉开了序幕。7年之后，即1969年7月，美国的“阿波罗11号”宇宙飞船第一次将两位宇航员送上月球，他们在月面上安放了第一个供激光测距用的光学后向反射器组件。它的大小是46厘米见方，上面装着100个熔石英制成的后向反射器，每个直径为3.8厘米。这种反射器实际上是一个四面体棱镜。它有一种奇妙的特性：当一束光以任何角度投向第四个面时，它依次经过另外三个直角面反射，最后仍然从第四个面射出，而且出射方向严格地与入射方向平行，因此，反射光将严格地沿着原方向返回发射站。这样，利用面积很小的反射器组件就可以使地球上接收到从月球返回的激光回波，而且波束不会扩散得很宽，可以获得极高的测量精度。1969年8月1日，美国里克天文台首次接收到从月面上的后向反射器返回的强回波信号，由此测定的距离精度已高达7米。人们在月球上一共安放了5个后向反射器组件，到20世纪80年代，测月精度就已经达到8厘米左右。
应用精确的月球测距资料，使人们对月球环绕地球的轨道运动捉摸得更透彻了。这对于研究月球的内部结构、地月系统的质量、地球的自转、地极的移动以及检验引力理论等，都具有很重要的意义。
激光测月比过去采用三角法测定月球距离的精度提高了上千倍，20世纪末借助更优质的新颖激光器，更使测距精度达到了2～3厘米。这必将有助于更好地了解月球和地球的物理性质，更有力地促进天文学和其他相关科学技术的新发展。
月亮，是人类飞出地球、步入太空的第一个中途站，是人类迄今在地球之外留下足迹的唯一星球。世界上没有一个民族不对月亮抱有浓厚的感情。历代诗人留下无数吟哦明月的华美诗篇，便是最好的佐证。
人类首先测出绝对距离的那个天体正是月亮。这是很自然的，因为宇宙中再也没有比月球离我们更近的天体了。
可是，有什么办法能够知道月亮离我们究竟有多远呢？用直尺、折尺或卷尺来量吗？那当然是行不通的。然而，早在2000多年前，就有人想出了一个相当巧妙的办法。
公元前3世纪之初，在小亚细亚的萨摩斯岛（Samos）上出现了一位最富有创见的古希腊天文学家，名叫阿里斯塔克（Aristarchus，约公元前310—约前230年）。他是杰出的天文观测家，又是一位天才的理论家。人们不知道他的生平，他的大部分著作也已失传，但是他的《论日月的大小和距离》流传了下来。
阿里斯塔克在这部著作中首先提出，如果在上弦月的时候测定太阳和月亮之间的角距离，就可以据此推算出日月到地球距离的比值（图８）。阿里斯塔克指出：上弦月的时候，日、月、地三者应该构成一个直角三角形，月亮在直角的顶点上。他根据观测确定，上弦时太阳和月亮在天穹上相距87°，由此可以推算出太阳比月亮远19倍。虽然这个结果比实际数值要小20倍左右，但其原理简单明了，值得赞赏。这是2000多年前测定天体距离的第一次大胆尝试，对其结果的称颂也理应超过对它的责难。
图8阿里斯塔克测量日、月到地球距离之比值的方法。
图中S代表太阳，E代表地球，M代表月亮
阿里斯塔克又想到，由于日全食时月亮恰好挡满太阳，也就是说，它们的视角径相等，因此太阳的线直径必定也正好就是月亮的19倍。他还观测月食时的地影，计算出地球的影宽，进而推算出月球的直径是地球的1/3（今天知道实际是0.27倍）。因此，太阳的直径便是地球的（19×1/3）倍，即6倍有余。而太阳的体积则是地球的（19×1/3）3倍，即200多倍。这比实际情况（太阳比地球大130万倍）小了许多，但足以证明地球绝不是宇宙中最大的天体。在阿里斯塔克看来，小物体应该围绕大物体运转，因此太阳环绕地球旋转实在是太不合乎逻辑了。也许就是这个原因，使阿里斯塔克天才地提出太阳和恒星一样，都静止在远方，而地球则既在绕轴自转，又环绕着太阳运行。同时他还认为，恒星比地球绕太阳运行的轨道更加遥远。当时的学者不能接受阿里斯塔克的理论，甚至还指控他亵渎神灵。他关于这些想法的论著久已失传，如果不是阿基米德在著作中提到的话，那么它大概早就被人们遗忘了。然而，历史赋予了他应有的地位，他远在哥白尼（NicolasCopernicus，1473—1543年）之前17个世纪就猜到了日心系统的概况，因此恩格斯热情地称颂阿里斯塔克为“古代的哥白尼”。
阿里斯塔克还想出一个巧妙的办法来测量地球与月亮的距离，只是直到一个半世纪之后伊巴谷（Hipparchus，约公元前190—约前120年）才将它付诸实践。
古希腊所有的天文学家中，伊巴谷可以算是最伟大的了。遗憾的是，后人对他的生平几乎一无所知，只知道他出生于尼西亚这个地方（今土耳其的伊兹尼克），在爱琴海的罗德岛上建立观象台，发明了许多用肉眼观测天象的仪器，后来这类仪器在欧洲沿用了1700年。伊巴谷可能是在罗德岛去世的。公元二三世纪尼西亚的一些硬币上刻有他的座像，硬币上的铭文是希腊文ΙΠΠΑΡΧΟΣ，即伊巴谷。可见至少在伊巴谷的家乡，在几个世纪中他的名声一直很大。伊巴谷为方位天文学——也就是天体测量学，奠定了稳固的基础。他测算出一年的长度是365又1/4天再减去1/300天，这个数字与实际情况只相差6分钟。他编制了几个世纪内日月运动的精密数字表，据此可以推算日月食。他还编出一份包含1000多颗恒星的星表，列出了它们的位置和亮度。伊巴谷是古希腊的一位知识巨人，西方人尊称他为“天文学之父”。他留下的大量观测资料，为后人的重大发现创造了条件。可惜，伊巴谷的著述均已失落，人们只是从托勒玫的著作中才了解到他的这些情况。
公元前150年前后，伊巴谷将阿里斯塔克提出的测量月亮距离的设想付诸实践。当时希腊人已经意识到，月食是由于地球处于太阳和月亮中间，从而地影投射到月亮上造成的。阿里斯塔克指出，掠过月面的地影轮廓的弯曲情况应该能显示出地球与月球的相对大小。根据这一点，运用简单的几何学原理便可以推算出月亮有多远：它与我们的距离是地球直径的多少倍。伊巴谷做了这一工作，算出月亮和地球的距离几乎恰好是地球直径的30倍。倘若采用埃拉托色尼的数字，取地球直径为12700千米，那么月地距离就是38万千米有余。今天，我们知道月球绕地球运行的轨道是个椭圆，因此月地距离时时都在变化。月球离地球最远时为405500千米，最近时则为363300千米，由此可知月地之间的平均距离是384400千米，伊巴谷的测量结果与此相当接近。
然而，尽管阿里斯塔克的方法十分巧妙，伊巴谷的观测技术又很高超，但是像他们那样做还是难以获得高度精确的结果。当近代天文学兴起之后，人们必然就会以更先进的方法来重新探讨“月亮离我们有多远”这个古老的问题。
从街灯到天灯
月亮，仿佛是一盏不灭的“天灯”。它与我们相隔着辽阔的空间，因此我们无法拿起尺子直接朝它一路量去，以确定这盏“天灯”的距离。利用月食推算的方法又过于粗略，天文学家们必须另找出路。幸好，这倒并不太困难。
人们早就懂得怎样计量地面上不能直接到达的目标有多远了。比如，在一条滔滔奔腾的大河对岸有一排街灯，我们既不用渡河，又可以知道这些灯有多远。这只要使用简单的三角测量法就行了。
例如图9（甲）中，我们站在A处，要测量C处这盏灯的距离。那可以这样做：先在当地［图9（甲）中的A处］立一根标杆，再顺着河岸向前走一段路，到某一点B停下，再立一根标杆。AB的长度可以用很准确的尺直接量出，这就是测量的基线。再用测角仪器测出∠CAB和∠CBA的大小。于是，在△ABC中知道了两个角和一条边，就立刻可以推算出［或者，如图9（乙），用按比例作图的办法得出］AC的长度了。其实，这种方法在前面介绍实测子午线时已经谈过了。
图9测量大河对岸街灯的距离：（甲）大河对岸的街灯，（乙）按
比例缩小后作图
运用这种方法原则上很简单，但要注意基线不能太短。如果图9中的AC很长而AB却很短，那么△ABC就变得非常瘦长。这样的图形按比例缩小后画到纸上就很难画准，因此测量的准确程度就会降低。同样，即使不用作图法，两个角度只要测得稍许有些偏差，计算结果就会有很大的误差。
测量“天灯”的方法，其实也一样。我们只要在地面上选定一条很长的基线，量出它的长度，并在它的两端插上标杆，然后用“天灯”作为目标代替上面的街灯，再按同样的办法测出两个角度，就可以得到这盏“天灯”的距离了。
历史上，人们正是这样做的。首先用三角法测定月球距离的，是法国天文学家拉卡伊（NicolasLouisdeLacaille，1713—1762年）和他的学生拉朗德（Joseph-JérômeLeFrançaisdeLalande，1732—1807年）。拉卡伊年轻时曾打算做一名罗马天主教教士，因而钻研神学。不过，他对数学和天文学的兴趣又超过了神学，最后终于成为出色的天文学家。拉朗德比他的这位老师小19岁，青年时研究过法律，当时他恰好住在一座天文台附近，这唤起了他对天文学的强烈兴趣。因此，他学完了法律，却没有去当律师，而成了一名有作为的天文学家。
1752年，19岁的拉朗德来到柏林。当时，他的老师拉卡伊正在非洲南端的好望角。这两个地方差不多处在同一经度圈上，纬度则相差90°有余。他们同时在这两个地方进行观测，首次用三角法来测定月亮的距离，他们之间的基线比地球的半径还要长。在图10中，B代表柏林，C代表好望角。夜幕降临，月亮从地平线上越升越高。当它到达最高点时，在图10中的位置是M。这时，容易在B点（柏林）测量出月亮M的天顶距（即离开头顶方向的角度），它用ZB表示；同样容易在C点（好望角）测出月亮M的天顶距ZC。圆弧BC的度数是知道的，它正是柏林与好望角两地之间的纬度差，这个数值也正好是∠BOC的大小。
图10在柏林（图中B点）和好望角（图中C点）同时观测月亮（M），
O代表地球中心。ZB和Zc分别是月亮M在B点（柏林）和C点
（好望角）的天顶距
OB、OC是地球半径，它的长度，我们已经知道。于是，在△BOC中已知两条边和它们的夹角∠BOC，就立即可以算出BC之长和另外两个角∠OBC和∠OCB的大小。根据这两个角和ZB、ZC，就可以知道△MBC中的两个角∠MBC和∠MCB之值。最后，既然在△MBC中知道了一条基线和两个角，月球的距离也就唾手可得了。
拉卡伊和拉朗德计算的结果是：月球与地球之间的平均距离大约为地球半径的60倍，这和现代测定的数值很相近。
这两位学者的其他事迹，也很有趣。拉卡伊在好望角期间编制了一份巨大的南天星表，命名了14个南天星座，填补了南天星座尚存的全部空缺。它们的名称一直沿用至今。这位拉卡伊虽然很穷，但还是有求必应地把星图的副本分送给每位索取者。他为了制作星图和星表而拼命工作，耗尽了他的精力，严重损害了健康，去世时还不到50岁。
他的学生拉朗德却比较长寿，活了75岁。拉朗德于1795年63岁时就任巴黎天文台台长。他编了一份包含47000颗恒星的星表。其中有一颗编号为21185的，后来查明是少数几颗离太阳最近的恒星之一，它的名字现在就称为拉朗德21185。它也就是HD95735，只有半人马α、巴纳德星和沃尔夫359星才比它离我们更近些。
很值得一提的是，拉朗德还是一位了不起的天文知识普及家。他年轻力壮的时代，正值18世纪法国资产阶级大革命的前夜。当时的一部分启蒙运动思想家编撰了著称于世的《百科全书》（全称《百科全书，科学、艺术和工艺详解词典》），其核心人物是主编狄德罗（DenisDiderot，1713—1784年）。《百科全书》自1751年第一卷问世，到1772年完成28卷，历时20余年之久，达朗贝尔（JeanleRondd’Alembert，1717—1783年）、伏尔泰（Voltaire，1694—1778年）、卢梭（Jean-JacquesRousseau，1712—1778年）、爱尔维修（ClaudeAdrienHelvétius，1715—1771年）等著名学者先后参与写作，而其中的全部天文学条目均出自拉朗德之手。
雷达测月和激光测月
用三角法测量得到的地月平均距离为384400千米，这已经很精确了。但是，天文学家们并不满足。雷达测月便是从20世纪50年代后期开始发展起来的新方法，当时雷达技术是人类探索太阳系天体的卓有成效的新手段。
雷达测月的方法直截了当。如图11所示，在地球上的某天文台A向月球发出一个无线电脉冲，并记下发出脉冲的时刻t1；这个脉冲信号到达月球上的B点后，又反射回A点，记下接收到返回信号的时刻t2。电波传播的速度就是光的传播速度c，它在（t2-t1）这段时间内走过的路程是c（t2-t1），这正是在AB两点之间往返一次的长度，所以AB之间的距离便是c（t2-t1）/2。再经过一些推算，即可进而定出月球中心到地球中心的距离。
图11雷达测月示意图。A是地球上的一座天文台，它的
雷达发出的无线电脉冲从月球上的B点反射回来
早在1946年，就有人首次尝试用雷达测量地球到月球的距离。第一次成功的“雷达测月”是1957年的事，从那以后这种方法取得了很大的进展。通过系统的测量得知，地月平均距离为384400千米，其误差不超过1千米。
激光的发明为整个科学技术领域提供了强大的新武器。1960年，第一台红宝石激光器问世，从此激光技术便飞速向前发展。这使天文学家获得了将雷达天文学扩展到光学波段的可能。在测量月地距离时，人们用“光雷达”取代无线电雷达，这便是现在很受推崇的“激光测月”工作。由于激光的方向性极好，光束非常集中，单色性极强，因此它的回波很容易与其他来源的光（例如背景太阳光）区分开来，所以激光测月的精度也远较雷达测月为高。
最初成功地接收到来自月面的激光脉冲回波是在1962年，它为激光测月拉开了序幕。7年之后，即1969年7月，美国的“阿波罗11号”宇宙飞船第一次将两位宇航员送上月球，他们在月面上安放了第一个供激光测距用的光学后向反射器组件。它的大小是46厘米见方，上面装着100个熔石英制成的后向反射器，每个直径为3.8厘米。这种反射器实际上是一个四面体棱镜。它有一种奇妙的特性：当一束光以任何角度投向第四个面时，它依次经过另外三个直角面反射，最后仍然从第四个面射出，而且出射方向严格地与入射方向平行，因此，反射光将严格地沿着原方向返回发射站。这样，利用面积很小的反射器组件就可以使地球上接收到从月球返回的激光回波，而且波束不会扩散得很宽，可以获得极高的测量精度。1969年8月1日，美国里克天文台首次接收到从月面上的后向反射器返回的强回波信号，由此测定的距离精度已高达7米。人们在月球上一共安放了5个后向反射器组件，到20世纪80年代，测月精度就已经达到8厘米左右。
应用精确的月球测距资料，使人们对月球环绕地球的轨道运动捉摸得更透彻了。这对于研究月球的内部结构、地月系统的质量、地球的自转、地极的移动以及检验引力理论等，都具有很重要的意义。
激光测月比过去采用三角法测定月球距离的精度提高了上千倍，20世纪末借助更优质的新颖激光器，更使测距精度达到了2～3厘米。这必将有助于更好地了解月球和地球的物理性质，更有力地促进天文学和其他相关科学技术的新发展。
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