从哥白尼到牛顿，被称作是近代的科学革命时期。尤其是从开普勒、伽利略到牛顿这段时间，天文学发生了实质性的转变。这一切固然得益于伽利略、牛顿这样的大师们的深邃思想，同时也归功于惠更斯、卡西尼、罗默等许多天文学家们的杰出工作。他们创制精密的仪器，编制精确的星表，研究天体的运动，记录新奇的天象，把近代方位天文学各方面的研究推到了一个新的高度，为进一步的发展奠定了基础。
霍罗克斯（Jeremiah Horrox，1619－1641）是一位英国传教士，他短短一生中所做的观测和所倡导的理论都很出色。1639年他首先观测了金星凌日现象。他支持开普勒的椭圆轨道理论，并用之于解释月亮的运动。是他首先说明了月行的出差（托勒密，1.27°）和二均差（第谷，0.66°）属于轨道椭率效应：由于太阳引力的影响，月亮轨道的椭率发生变化、拱线发生摆动。这些工作后来被牛顿引用。
赫维留斯（Johannes Hevelius，1611－1687）是波兰但泽的富商，被称为17世纪最勤奋的观测者。他在自己住宅的屋顶上建了一座设备完善的天文台。1642年到1645年间他对太阳黑子进行了观测研究，确定了相当准确的太阳自转周期。1647年他根据10年的观测，发布了一份详细的月面图。他对月面山峰高度的估测比伽利略所求得的数字更准确些。1657年赫维留斯开始着手编制一份最详细的星表，不幸的是他的天文台于1679年被焚毁，他的星表没能全部完成，一份包含1 500颗恒星方位的星表在他去世后的1690年出版。
图8.7 惠更斯肖像
惠更斯出生于荷兰海牙，他先学法律，后转向物理和天文。1661年访问伦敦，因对碰撞问题的研究成为皇家学会会员。1665年受路易十四邀请到巴黎，成为法兰西科学院元老院士。在巴黎期间他提出了光的波动理论；发明了摆钟、复合目镜；参与解决经度问题。在他死后三年出版的《宇宙论》中惠更斯总结了他对太阳系和太阳系外宇宙的见解。他提出别的行星上也有生物，主张恒星都是太阳，并以此为出发点估算出天狼星距离地球比太阳远27 000倍。
伽利略曾对土星奇怪而多变的外形迷惑不解，此后近50年间，土星的奇怪形状得到许多观测者的描绘，但没有人能够说清楚其中的道理。惠更斯亲自磨制了更大的透镜，制作了更好的望远镜，于1655到1656年间解决了土星形状之谜。但是他没有立刻公布他的答案，而是于1656年3月公布了一串字符：aaaaaaacccccdeeeeeghiiiiiiillllmmnnnnnnnnnooooppqrrstttttuuuuu，这些字母组成的一句拉丁文就是他的答案。据说惠更斯是为了给别的观测者保留一些探索的乐趣，并同时确立自己的优先权才这么做的。1659年惠更斯公布了谜底：Annu lo cingitur，tenui，plano，nusquam cobaerente，ad eclipticam inc linato。翻译成中文就是：“有环围绕，环薄而平，到处不相接触，与黄道斜交。”惠更斯还是土星的第一颗卫星泰坦（Titan，土卫六）的发现者。
图8.9 卡西尼肖像
1666年巴黎科学院刚成立便提请国王建造一座天文台。科学院从欧洲各地招募天文学家，1669年从意大利招来卡西尼（Giovanni Domenico Cassini，1625－1712）并任命他为台长，负责筹建巴黎天文台。卡西尼同时也在巴黎天文台建立起一个“卡西尼王朝”，他去世后他的儿子（Jaques Cassini，1677－1756）继任巴黎天文台台长，此后他的孙子（César Franois Cassini，1714－1784）和曾孙（Jean Dominique Cassini，1748－1845）也依次继任巴黎天文台台长之职。
早在意大利的时候，卡西尼就对木星和木卫进行了仔细观测和研究。他根据伽利略曾经提出的设想：把木卫绕木星的运动看做一台遥挂在天上的时钟，以此来解决海上航行船只的经度难题。因此卡西尼长期致力于编制精确的木卫历表这一项工作。
图8.10 卡西尼绘制的土星光环缝隙
在巴黎天文台卡西尼利用木星斑纹测定了准确的木星自转周期，并猜测这些斑纹是木星上的大气现象。他用同样的方法也准确测定了火星的自转周期。1671年卡西尼用自己为巴黎天文台定制的望远镜发现了土星的第二颗卫星土卫八（Iapetus）；1672年发现第三颗土卫五（Rhea）；1684年又发现了土卫四（Dione）和土卫三（Tethys）。1675年卡西尼在土星光环里发现一个圆形的空隙，现在仍用他的名字命名这一条缝隙。
至于土星光环的成因，是由于在像土星这样的中心天体形成的引力场中，在离开中心天体一定距离内，具有一定体积但结构松散的物体，不能靠其自身的万有引力聚合成球形。法国天文学家洛希（Edouard Roche，1820－1883）首先算出了这个距离极限为天体赤道半径的2.44倍，现在称之为洛希极限。土星的洛希极限等于2.44乘以它的赤道半径60 000公里，即146 400公里，土星光环A环的最外边缘至土星中心的距离是136 500公里，小于土星的洛希极限。
图8.11 洛希极限示意图
图8.12 罗默肖像
1672年丹麦人罗默（Ole Römer，1644－1710）来到巴黎天文台，参加卡西尼对木卫的观测。经过一段时间的观测后罗默发现卡西尼的木卫历表（特别是木卫一历表）有一种误差，当地球处在奔向木星阶段时木卫一被木星掩食的时刻比历表预测的要早，在地球处在离开木星的阶段时木卫一掩食的时刻比历表预测的晚，一早一晚总共相差22分钟。罗默推断这是由于光从木星到地球需要花去一定时间，也就是说光速有限而非无限。罗默估计光越过一个地球轨道半径需要11分钟（现在值为8.25分钟）。光以如此巨大的速度飞行，这在当时是一个令人惊异的结论。
天体的一个基本坐标量赤经可以通过测定该天体经过当地子午线的时刻来获得。如图8.13，在天文学中，春分点γ连续两次上中天被定义为一个恒星日。这样，用小时表示的春分点时角tγ在数值上等于该地的地方恒星时s。对任一天体σ，其赤经α和时角t满足：
图8.13 恒星时的定义及天体赤经与地方恒星时的关系
s＝tγ＝α＋t
当天体上中天时其时角t＝0，所以s＝α，也就是说，任何瞬间某地的地方恒星时在数值上等于该瞬间上中天的恒星赤经。
罗默最早设计制造了专门用于测量天体赤经的中星仪。这种中星仪的望远镜主光路沿当地子午面安装，可上下调节仰角的大小，但不能左右移动。随着地球转动，恒星会依次进入望远镜的视场。当某恒星位于视场中心时，记录下该时刻的地方恒星时，就是该恒星的赤经。
图8.14 罗默在用中星仪观测
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