爆款！高分读物《科学照进现实：科普必读精选集》，揭秘实情令人叹为观止！

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-----精选段落-----
通俗天文学
现在我们再回顾一下我们所知所见的太阳究竟是什么样子的。
首先是那球体的广大的内部，那当然是我们永远见不到的。
我们肉眼所见的太阳表面是光球——虽然这不是真正的表面，只是球体光度最大的部分。这气层上有一些斑驳的黑子，也会经常产生耀斑。
在光球的顶上又有一层气体叫作色球，用分光仪在任何时候都看得见，可是直接看却只有在日全食的时候才可以。
从红色的色球喷发出的同样红的火焰叫作日珥。
包围全部的是日冕。
以上是我们所见的太阳。我们知不知道太阳究竟是什么呢？首先，它究竟是固体呢，液体呢，还是气体呢，或是别的什么形态？
看得见的表面不是固体已由它自转的性质表明了。我们已知道它的表面上的各部分的自转周期是不相同的。而且，它的极高的温度也不能让它是固体或者液体。许多年来大家都相信太阳内部一定是一大团等离子体——一种具有很多奇妙性质的物质状态——但被太阳巨大的引力压成非常致密的状态——事实上，按照物理理论，我们认为理想气体的状态方程仍然适用于太阳内部，所以我们也可以将其看作气体。
人人都会承认太阳一定是极热的。它能在1.4亿多千米外让我们感受到炎炎夏日的威力，本身当然更是要热极了。这从适当的测算看来也是真的——作为太阳辐射直接来源的光球已有6 000摄氏度以上的高温了。
不同方法对太阳表面温度所做的测量都可以得到相同的结果。这些方法都遵循同一个途径——辐射体温度与辐射功率之间是有确定的关系的。譬如，辐射与温度的4次方成比例。这就是所谓斯特藩定律（Stefan’s law）。这定律告诉我们，如果辐射体的温度加倍，它辐射出的热量就要增大16倍。
假设用一个平底盆盛1厘米深的冷水，让太阳光直射下去。1分钟后，如果没有空气的影响而水又没有热量损失的话，温度计就会读出水的温度约增高了2摄氏度。
因此，假如有一层由1厘米厚的冷水组成的球形的壳，半径恰等于地球相对太阳的距离，恰好将太阳围在正中，在1分钟后就会增加上述的温度。既然这一壳层已经将太阳完全包住，那么我们就已经在1分钟内捉住了太阳的全部辐射了。
由这种测算得出从太阳表面的每平方米中都不息地流出6.2万千瓦的能量来。再依据辐射定律，我们又可以由此推算出太阳的温度来。实际上我们不用水盆和普通温度计，却是用一种很精巧的仪器——“太阳热量计”（pyrheliometer）。用这种仪器的观测已在史密森天体物理学天文台（Smithsonian Astrophysical Observatory）的各个分部进行了许多年。
因为我们不能看见光球以下的太阳内部，所以要得到一个关于太阳内部情况的明确概念就非常困难。但我们完全可以假定越深处的压力与温度越高。早在1870年美国物理学家莱恩（Lane）就已经计算过太阳内部的温度，他假定里面各处都在一种平衡的状态中。太阳内部每一点上物质的全部重量都完全被下面热气体的膨胀力所支持。问题便是算出内部要热到什么程度才可以使太阳不致被自己的重量压碎。
20世纪30年代，关于太阳及星辰内部的理论成了英国的爱丁顿（Eddington）、詹姆斯（James）、米尔恩（Milne）等研究的热点。爱丁顿计算出太阳中心的密度约为水的50倍，而温度为3 000万摄氏度至4 000万摄氏度。米尔恩推算出来的中心密度与温度比此数目还要大得多。按目前的太阳模型推算，太阳内核的气体被极度压缩，其中心密度是水的150倍，而温度约为1 560万摄氏度！
太阳的热源
太阳从它表面上每1平方米倾注出6.2万千瓦的能量。既然知道太阳直径是140万千米，我们就很容易算出它的表面有多少平方米了。这巨大的数目再乘以6.2万，就可得到以千瓦表示的太阳不停散发的全部能量的巨大数目了。当我们想到照地质学家和生物学家的说法，太阳已用与现在同样的强度照耀了5 000万年的时候，我们就遇上一个重要而且困难的问题了。
这种辐射能量的来源在什么地方？当然它是直接由光球来的。可是一定还得有新的能量供给不断地到达光球，才能维持不断的辐射。那么，这种使太阳一天又一天照耀过了5 000万年的、仿佛永不耗竭的内在供给的来源到底是什么呢？
据能量不灭定律，能量不可能无中生有。它可以由这种形态变到那种形态，可是宇宙间能量的总量是不能增加的。除非太阳从外面不断地接收能量，它的储藏一定要按我们上述的比率减少下去。我们完全可以假定这储藏总会有一天完全耗尽，太阳会渐暗下去以至于完全无光。可是太阳一百年又一百年地照耀下去，看起来光辉丝毫未减，这怎么可能呢？
200多年以前，物理学家亥姆霍兹（Helmholtz）曾经创出太阳热的收缩学说，以后的许多年里都被当时的科学家认为是真实的情况。他的观点是：如果太阳半径每年收缩43米，就足够产生一年中由辐射而失去的热量。依这学说，太阳从前是更巨大更稀薄的。按照收缩说，将来太阳会紧密得不能收缩以适应由辐射而来的热的损失。几百万年以后，它将会冷得不能再维持地球上的生命。
这种收缩学说画出了一幅暗淡的远景，它显示了生物世界的末日只在很短的时期以后——至少照天文学尺度来说是很短的。但在19世纪初，收缩说遇到了强烈的反驳——不论从多大的体积收缩到现在这样，太阳照现在这样的发光率，只要2 000万年多一点就足够得到充分的热量了。但依这比率它却一定照得比这时期更长得多，于是收缩说就不能解释太阳在过去如何维持辐射了。因此，对于这理论对将来的预言，我们也就不能抱多大的信任。而且事实上太阳的逐渐收缩又绝无确切的证明，因此就渐渐被人们所抛弃了。
20世纪初，随着相对论以及核物理学的发展，人们认识到太阳和恒星的能源来自核能的释放。光谱观测的结果表明，恒星物质内部氢的含量相当丰富，而氢又是很好的产能原料。当氢在高温和高压下聚变成氦时，会有巨大的核能释放，因此可以维持太阳和恒星向外辐射达数十亿年之久。
1926年，英国剑桥大学著名的天文学教授亚瑟·爱丁顿（A.Eddington）爵士出版了他的《恒星内部结构》一书，这是一部关于恒星内部情况及其物理特性的卓越著作。爱丁顿认为，太阳通过重力把物质聚集在一起，重力将物质拉向中心。由于太阳内部高温的气体产生的压力与重力方向相反，它将物体向外推出，这两个力互相平衡。达到这平衡点时，由经典力学和热力学原理，我们可以算出恒星的中心温度将达到4 000万摄氏度左右。爱丁顿认为在这样的温度下，氢核会发生聚变，为太阳和恒星提供强大的辐射能量。
但爱丁顿的想法遭到了物理学家们的竭力反对。他们认为要真正实现这一聚变，温度应达到几百亿摄氏度，而4 000万摄氏度太低了，不足以克服原子核之间极其强大的电磁力。但美籍俄裔核物理学家和宇宙学家乔治·伽莫夫（G.Gamow）的工作证明了物理学家们的猜测是错误的。
伽莫夫认为，虽然镭核内的粒子受到核力的约束，但按照现代量子理论，它们并非不可能分裂出α粒子来，尽管发生这种过程的概率很小。镭核中的粒子被核力所束缚，就好像有一座堡垒从外界将它们包围住一样，粒子的能量不足以越过这座堡垒而跑到外边去。量子力学却认为，核内的粒子在偶然间可以不从堡垒的上面越过去，而是从穿过堡垒的一条隧道中通过。人们把这种现象形象地说成“量子隧穿”。伽莫夫进一步指出，假如粒子能够由内向外穿过堡垒，那么，粒子也应该能够由外向内穿过它而进入原子核内。
1929年，英国天文学家罗伯特·阿特金森（R.Atkinson）和德国核物理学家弗里茨·豪特曼斯（F.Houtermans）合作，发表了一篇题为《关于恒星内部元素结构的可能性问题》的文章，将伽莫夫的量子隧穿理论应用到恒星内部能量的问题上。他们认为：恒星内部的质子和质子也可以通过“隧道”越过势垒很高的堡垒，接近到可以发生聚变的距离之内，进行轻核聚变而释放出巨大的能量。这样，他们就成功地解决了在较低温度下使氢聚变为氦来实现太阳的能量需求。由于这种反应是在数千万摄氏度下进行的，故他们就把这种反应称为“热核反应”。
天文观测表明，太阳核心的物质处于等离子态，完全适合于热核反应的物理条件。那么，太阳和恒星内部的氢是怎样聚变为氦的呢？1938年，美国核物理学家汉斯·贝特（H.Bethe）和查尔斯·克里奇菲尔德（C.L.Critchfield）发现了氢直接变为氦的反应机制，称为“质子—质子循环”。在这一反应中1克氢将释放6 700亿焦耳的核能，这些核能迅速转化为热能，并通过对流和辐射向太阳的外层空间输送出去。
贝特又和德国的弗里德里希·冯·魏茨泽克（F.V.Weizs
太阳的演化
现代的观测表明，太阳已有50亿年的历史。它是一个典型的中等质量恒星，正平稳地燃烧着自身的核储备，并把氢转变为氦。现在人们对恒星演化的知识逐渐完善，并勾勒出太阳的生命历程。
幼年阶段，原始星云在自身引力作用下不断收缩，密度不断增大，温度不断升高，历时数千万年形成原始太阳。
青年阶段，太阳位于非常稳定的主星序（参看《恒星》一编），按照观测得到的氢和氦的丰度估计，太阳还可以生存50亿年之久。今天的太阳正处在它的鼎盛时期。
中年阶段，约持续10亿年时间。当热核反应的燃烧圈接近一半太阳半径时，将会难以支持太阳自身的巨大引力，中心将会塌缩，这个塌缩过程中所释放的巨大能量使太阳的外部大幅膨胀，这时的太阳体积很大，密度很小，表面亮度很高，演化为一颗红巨星。太阳直径将扩大到现在的250倍，连地球都将被吞没。
老年阶段，太阳转变为一颗脉动变星，终于，内部核能耗尽，整体发生坍塌，内部被压缩成一个密度很高的核心，冷却后形成一颗白矮星，并长久地留在宇宙中。
第三章地球
既然我们所居住的这个球体是行星之一，那么即使它没有别的值得我们注意的地方，也该要描述一下它在天体中的地位了。虽然跟宇宙间的大天体比起来，甚至跟我们太阳系的大行星比起来，它只是微不足道的一员，可是在它自己的系统中却还是最大的一个。至于它是人类的家园——这一点我们更不用说了。
地球是什么？我们可以先下一个广泛的定义，说它是一个物质的球体，有1万多千米的直径，由于其各部分的互相吸引而联成一体。我们都知道它并非严格的球形，它的赤道部分稍微鼓起来一些。因为它表面的不平，于是确定它的准确的大小与形状也就比较困难。
关于地球形状及大小的结论可概括如下：
极直径12 713.6千米
赤道直径12 756.3千米
我们由此可以看出赤道直径比极直径长42.7千米了。
地球的内部
我们由直接观察所知的地球差不多完全限于它的表面。人类在上面挖穿的最深处与全球大小比起来不过像苹果皮之于苹果一样。
我先要请读者注意一下地球上的质量、压力、重力等事实。我们试着研究一块1立方米的泥土，这是地球外层表面的一部分。这块泥土加在自己底上的质量也许是2.5吨。下面1立方米也有同样质量，因此加在自己底上的质量就是自身质量加上面1立方米的质量了。这种压力的增加一直深入，地球内部的每1平方米都支持着一直到表面的1平方米的柱形的压力。表面下不到若干厘米的地方这种压力就以吨计了，1千米深的地方大概是2 500吨，100千米的地方就是25万吨了，这样一直继续到中心。在这种不可思议的压力之下，地球中部的物质被高度地压缩。那儿的物质也更沉重。地球的平均密度被认为等于水的5.52倍，但其表面密度却只有水的两三倍。
关于地球的确定事实之一就是在表面以下的矿坑中，愈深处温度愈高。增加的比率依地域与纬度而各处不同，平均增加率是每下降约30米温度升高1摄氏度。
这种温度的增加到地球中心时将怎样呢？回答这问题我们可以说不能仅仅根据表面的情形。因为地球外部在很久以前就冷却了，所以我们不能在下降时得到很大的温度增加。从地球存在以来热量都被保持着这一点事实，表明中心温度一定更高，而近表面的温度增加的比率也一定会保持到更深的若干千米直到地球的内部。
依照这增加率来看，地球的20千米或25千米深的地方的物质一定是灼热的，而200千米或250千米以下的热度则一定足以熔化所有构成地壳的物质了。这事实使早期的地质学家认为我们的地球是一个熔化了的大块，正如一大块熔化了的铁，上面蒙了一层几千米厚的冷壳层，我们就居住在这壳上。火山的存在以及地震的发生都增加了这种见解的可靠性。
但在19世纪20年代，天文学家与物理学家收集了一些证据，似乎证明地球从中心到表面都是固体，甚至比同样大的一块钢还坚硬。这学说是开尔文爵士（Lord Kelvin）第一个发展的。他认为如果地球是被一层壳包着的液体，月亮的作用就不是吸起海洋的潮汐而只要将全地球向月亮的方向拉起来，却不改变壳与水之间的相对位置。
同样可靠的是那奇特的现象，地球表面的纬度变迁，这在下面我们就要讲到。不仅一个内部柔软的球体不能像地球这样旋转，甚至硬度不如钢的球体也不能。
那么我们如何能调和这固体性质与那不可思议的高温度呢？看来只有一个可能的解决方法：地球内部的物质因那巨大的压力而保持其为固体。据实验证明：强大的压力能提高物质的熔点，压力越大，熔点就越高。一块岩石到了熔点以后再加以重压，压力的结果使它又还原为固体。因此，我们增加了温度只要同时考虑压力的问题就可以使地球中心物质保持固体了。
当然我们还有一些实际的办法来获得证据，在地表人工制造一个震源（如炸弹），通过接收地下的回波来确知地下结构。通过地震技术获得的资料发现，地球的内核与地壳为实体，而中间的外核与地幔层为流体。地核可能大多由铁构成，虽然也有可能是一些较轻的物质。地核中心的温度可能高达7 200摄氏度，比太阳表面还热；下地幔可能由硅、镁、氧和一些铁、钙、铝构成；上地幔大多由橄榄石、辉石、钙、铝构成。地壳主要由石英和类长石的其他硅酸盐构成。
地球的重力与密度
与地球有关的另一有趣问题就是它的密度，或说比重。我们都知道一块铅比同样大的一块铁要重，而一块铁又比同样大的一块木头重。是不是有方法确定地球广大内部的深处1立方米有多重呢？如果有方法，我们就能确定全地球的实际重量了。这问题的解决要依赖物质的引力。
任何小孩从会走路时起就很熟悉于万有引力的效应了，可是最深刻的哲学家也不能真正明白它的起因。依照牛顿的万有引力的学说，将所有地面上的东西引向中心去的力量并不仅存在于地球的中心，而是由构成地球的一切物质的共同努力导致的。牛顿还把他的学说更推进一层，说宇宙间一切物质都吸引着其他的物质，而这引力的大小是依两者之间距离增加按平方规律减少的。这就是说，距离加1倍，引力的大小就要除以4；远3倍除以9；远4倍除以16，依此类推。
承认了这一点，那么我们四周的物体就都有自己的引力了，于是我们又有问题了：我们能不能用实验测出这引力的大小呢？数学理论说明，同等比重的球体吸引其表面小物体的力量与其直径成比例。一个直径60厘米、密度跟地球一样的球体的引力就只有地球重力的两千万分之一。
于是，绝顶聪明的卡文迪许用了一个极其巧妙的方法，测定出了万有引力的大小。
赫尔（Heyl）在美国度量衡标准局所确定的万有引力常数是最精密的。这种测量的结果使我们知道，地球的平均密度比水的5.5倍略多一点。这比铁的密度稍微小了一点，可是比平常石头的密度却大不少。由于地球外壳的平均密度仅是这数目的一半，所以地球中心的物质被强大的压力压紧得致密无比——不仅比通常铁的密度大得多，简直要超过铅了——
纬度的变迁
我们知道地球在通过其中心在两极与表面相交的一根轴上旋转。我们想象自己正站在极的中心，在地上竖一根棒，我们那时就会被地球带着每24小时绕棒旋转一周了。我们能感知到这种运动，是因为我们能看到太阳星辰都由于周日运动而向反方向水平运行。可是我们有一个更伟大的发现——纬度的变迁。旋转的地轴与地球表面相交的那一点并不是固定的，而是在一个直径约18米的圆圈中做可变而不规则的曲线运动。换句话说，如果我们能精确地找到北极上的那一个极点，那我们就会看到它每天移动10厘米、20厘米或30厘米，并且绕着一个中心点转，它有时离这点近些，有时则远些。它照着这不大规则的路线运动下去，约14个月就能绕成一个圆圈。
讲到这里，我们不禁要奇怪，相对地球这样大尺度的物体，这小小的变动是如何被发现的呢？回答是：利用天文观测，我们就可以在任何夜间测定当地铅垂线与当日地球自转轴所成的精确角度。1900年国际大地测量学会（International Geodetic Association）在地球四面设立了四五个观测点来测量这种极点的变动：一处在盖瑟斯堡（Gaithersburg），另一处在太平洋岸，第三处在日本，第四处在意大利。在这以前，在欧美的许多地方已经完成了类似的观测。
上述这种变迁最先是在1888年被德国的库斯特耐尔（Küstner）发现的，他从许许多多为别的目的而进行的天文观测中得出了这个结论。从此以后，这方面的考察就一直延续下来，目的是确定上述的变迁的运动曲线。直到现在所知的只是这种变迁有些年份较大而有些年份较小。从结果来看，在7年之中定有一年北极点会划出一个比较大的圈子，而三四年后它又会保持数月几乎不离中心。
地球自转时快时慢的不规则变化，同样可以在天文观测资料的分析中得到证实，这种变化的幅度约为1毫秒。此外，地球自转的不规则变化还包括周期为近十年甚至数十年不等的所谓“十年尺度”变化和周期为2～7年的所谓“年际变化”。十年尺度变化的幅度可以达到约3毫秒，引起这种变化的真正机制目前尚不清楚，其中最有可能的原因是地核与地幔间的互相作用。年际变化的幅度为0.2～0.3毫秒，相当于十年尺度变化幅度的1/10。这种年际变化与厄尔尼诺现象期间，赤道东太平洋海水温度的异常变化具有相当的一致性，因此可能与全球性大气环流有关。然而引起这种一致性的真正原因目前仍然是一个谜团。
大气
从天文学的角度来看和从物理学方面一样，大气都是地球的一件最重要的附属品。虽然它对我们的生活非常必要，却给天文学家带来了进行精密观测的巨大障碍。它多少会吸收去一些从中经过的光，因此微微改变天体的真实色彩，即使在极晴朗的夜空也不免使得星星比原来更暗淡。它还会弯曲从中经过的光，使它沿一条微曲的路线（这线对地球而言是凹的）行进，而不是直射入天文学家的眼里，结果又使星辰都看起来离地平线比实际位置高了一些。从天顶直射下来的星光是不受弯曲的，离天顶愈远则折光愈甚。在离天顶45度时，折光之差达到了一角分，虽然这个曲折的程度肉眼发现不了，但在天文学家看来已是很大的误差了。物体越靠近地平线，其折光率就越大；离地平线28度时已比45度时增大了一倍；在地平线上眼见的天体由折光引起的误差已在半度以上，这已比肉眼所看到的太阳和月亮的直径还要大了。
结果就是，在日出日落的时候，我们在地平线上看到的太阳实际上是在地平线以下。我们看得见它只是折光的缘故。地平线附近折光率增大的另一有趣的结果就是，太阳在那儿看起来要扁一些，它的垂直直径要比水平的直径看起来短。这是因为太阳的下半部较上半部受到的折光率更大。有机会在海上看日出或者日落的话，任何人都可以看到这种景观。
当太阳在热带晴朗的空气中沉下海洋去时，我们可以看到一种在温带浓厚的空气中很难见到的美丽景观。由于大气对各色光线有不同的折射率，大气也像一片三棱镜一样按不同的角度折射不同的光线：对红色光线折射最少，按红、橙、黄、绿、蓝、靛、紫的顺序逐渐增大折射的角度。结果，当太阳在海平面上消失的时候，最后的一串光线也按同样的顺序逐渐消失。太阳逝去前两三秒钟，它的残留可见的边缘会很迅速地改变颜色，并且越来越暗。我们最后见到的是转瞬即逝的一道绿色的闪光。
第四章月亮
各种不同的测量都一致认为，月亮到地球的平均距离约为38.6万千米。得到这一距离的方法是直接测量视差（以后我们要说），还有一种是计算月亮绕地球的轨道运动。因为这轨道是椭圆的，所以它的实际距离常常会不同，有时它比平均距离少1.6万千米或2.4万千米，有时却又多出了这个数目。
月球的直径比地球直径的1/4略大一点，准确些说是3 476千米。最精密的测量也未发现它不成球形，只不过表面是不规则的罢了。
月亮的公转与位相
月亮陪着地球绕日运行。这两种运动的联合在部分读者的眼中要显得稍微复杂些，但其实并不难明白。我们可以想象一下有一把椅子放在疾行的火车中，一个人离椅子一米远绕着椅子转。他可以不论转多少次也不改变距离，更与火车的运动毫无牵涉。就像这样，地球在自己的轨道中向前运行，月亮连续绕着它转，而相对地球的距离并无多大变动。
月亮绕地球一周实际所需的时间是27日又8小时，但从一新月（朔）到另一新月所经历的时间却是29日又13小时。这种不同是因为地球同时也绕着太阳运动，或者说（实际上意思一样）因为太阳顺着黄道的视运动。要表明这一点，如图21所示，画AC弧作为地球绕日轨道的一段。假定某一时候地球在E点，月亮在M点正处于地球、太阳之间。27日又8小时之后，地球已从E点移到F点。当地球这样运行的时候，月亮也按自己的轨道顺箭头方向前进，这时恰到N点。这时EM线与FN线是平行的，因此月亮实际已完成它的公转一周，看起来又回到和上次一样的众星之间的位置了。可是太阳此时在FS方向上，因此月亮要回到太阳地球之间的位置上就必须再运动一些时间不可。这又需要两天多一点的时光，于是两个新月之间的时间就成了29.5天。
月亮的不同位相（phases）是随它相对太阳的位置而定的。因为它是不能自己发光的物体，我们只是在太阳照到它的时候才看见它。它在太阳跟我们之间的时候，它的黑暗的一半对着我们，就完全不能被看见。历书中称这为“新月（朔）”，但我们平常在新月的后两日还不能看见月亮，因为它还在黄昏的暮霭中。在第二天或第三天我们才看到这球形被照亮的一小部分，形状正是我们所熟悉的一弯蛾眉。这蛾眉月有时也被叫作新月，虽然历书中的新月期要更早几天。
在这位置上又过了几天之后，我们就可以看到月亮的全貌了——黑暗部分发着暗弱的光，这是从地球上反射去的光。假如有人在月亮上居住，他会看见在他的天空上，地球像一轮将圆的蓝色满月——虽然实际上要比我们所见的月亮大得多。月亮在它的轨道中一天天前进，这种地光就一天天减少，约在上弦时地光没有了，一方面因为月亮上有光部分在逐渐增加光强，另一方面也因为地球的光减弱了，下弦时亦复如此。
在历书中的新月（朔）后七八天，月亮就到了上弦期，我们就可以看到明亮的部分占月亮的一半。以后的一星期内，月亮被叫作“凸月”（gibbous phase）。在新月后第二星期的末尾（望），月亮正与太阳相对，我们就可以见到月亮宛如明亮玉盘的全面，这被称为满月。之后，月亮的位相则会反转并还原，这是人人知道的。
我们也许会认为这些事情实在太平常不值得叙述。可是，在《古舟子歌》（The Rime of the Ancient Mariner，英国诗人Coleridge的名作）中竟描写了一颗星挂在蛾眉月的两尖之间，好像那儿没有黑暗物体一样。大概有过不止一个诗人描写过新月出现于东天而傍晚的一轮满月却赫然照耀于西天吧——
月亮的表面
我们用肉眼也可看出月亮表面上有着不同的明暗区域。暗的地方常被人看成像一个人的面孔，尤其是鼻子与眼睛更加显著，这就是所谓的“月中人”了。就算用最小的望远镜我们也可以看出月面上有繁复的地形，望远镜越好，我们所看到的也越细微。我们在望远镜中所见的第一样触目的东西将是那些隆起物，或按照平常说法是那些山。这些最好在上下弦月时看，那时日出或日没照出的长影使那些突起处显得更加清晰，反倒是满月时不易看清，因为太阳光几乎是直射在上面而把一切都照亮了。虽然平常把这些高低的地方叫作山，但它们大半却跟地上普通的山的形状大不相同，与地上大火山的喷口倒更类似些。这些山很通常的形状像是一座座圆形碉堡，直径常有若干千米，周围的墙也有近一千米高，而中间则相当平坦——因此我们称之为环形山。在许多这样的月亮环形山中央，有一个或更多的山峰拔地而起。
在上弦月中我们可看出这些围墙以及中央山峰的影子投在内部平地上。
早期的观测者在用望远镜观察月亮后，假定其中黑暗的部分是海，而明亮的部分是大陆。这种想法是因为黑暗的部分看起来比别处平坦。这些假想的海洋于是都有了名称，例如Mare Imbrium（雨海）、Mare Serenitatis（澄海）。这些名称虽皆出于幻想，却保留到了现在，用来称呼月亮上的黑暗部分。望远镜稍进一步的改良就证明这些暗区为海洋的想法全是空幻不实的，这些形状的不同只是由于月面物影的明暗，而月海其实是月亮上地势比较低洼的平原而已。
月亮上最可注意的景物之一就是从某些点上发射出的一些明亮的光线。用很一般的望远镜也可看出其中最显眼的来。在月球南极附近，第谷（Tycho）环形山旁，就是许多很美的光线散发的中心点，看上去好像月亮被敲破了而空隙充满了熔化的白色的物质，因此有人相信当年月亮上是大火山的施威场所，而今却都烟消云散了。但这些线状辐射纹的成因尚无定论，也有人认为是陨石轰击月面造成的。
常有人问月亮上有无空气或水。
以上种种似乎都想来答复另一问题——月亮上是否有生命存在。而地球上所有的生命都必须靠空气和水来维持。
月亮上完全没有水和空气的事实造成了一种我们在地球上经历不到的情形。可以确信，月面上除了被新的太空陨石撞击之外，将永远毫无变化。地面上的一块石头永远遭受气候的折磨，于是风和水年复一年将它解散冲开，最后成为沙子和土壤——这就是所谓的风化。可是月面上并无气候变异，一块石头躺在上面可以经历若干千万年而遇不到任何一点扰害。
月亮的自转
月亮是否绕轴自转这个问题在古代就引起过许多争论，因此我们要解释一下。人人都知道月亮永远以同一面对着我们。这说明它的自转周期跟它绕地球公转的周期是一致的。也许有人因此认为它根本不旋转。这混乱的产生是因为关于运动的概念不同。在物理学中我们这样判断一个物体是否旋转：用一根直线通过除转轴外的任何方向，如果这根直线永远不改变方向，那么我们就说这个物体不旋转。我们假想有这样一根线通过月球，如果月球不自转，那这根线就永不变方向——无论月亮在绕地球轨道中的哪一点上（如图23所示）。稍微仔细地研究一下这幅图就可以知道：如果不是月亮自己也旋转，那我们就一定会看到它全表面的各个部分的。
月亮如何引起潮汐
住在海边的人都特别熟悉海潮的涨落。平均来说海潮的涨落规律与月亮的周日视运动相符合——高潮恰巧比月亮经过当地子午圈晚了45分钟。这就是说，如果今天月亮在天空某处时海潮涨起，以后月亮又到那一处时一定又会有高潮，天天如此，月月年年亦复如此。我们很容易理解，月亮用它加在海洋上的引力造成了这种潮汐，月亮在任何地方上面的天空时就会吸引起当地的水，难懂的只是一天有两次潮，涨潮不仅在对着月亮的这边有，连地球那边背对着月亮的地方也有。关于这一问题，我们可以先温习一下我们刚才提过的关于引力的知识：引力的大小是和距离的平方成反比的。换句话说，离月亮越远的地方，受到的引力就越小。所以，地球上靠近月亮的那一面所受到的引力比较大，而背面受到的引力相对就要小一些。这个差异所产生的效果，就好像是有一种力量将地球拉扁了一样——而这扁的方向，正是正对和背对月亮的方向，也就是潮汐了。
对这种情形完善的解释必然会引出一些运动规律来，在这里，我们却不打算这样做，但我还是要补充一句：假如月亮加在地球上的吸引永在同一方向，几天之后，两者就要“砰”的一声，撞在一起了。可是因为月亮绕地球转，这吸引的方向便永远改变，所以一个月内也只将地球拉离其平均位置约5 000千米。
也许又有人假定，既然月亮如此引起潮汐，那么我们就总是当月亮在子午圈上时有高潮，而月亮在地平线上时则有低潮了。事实并不如此，原因有二：首先，地球所拥有的无比巨大的水体所造成的强大惯性，将会使得潮汐现象相对月亮位置的变化有一个延迟现象。潮汐运动在月亮离开子午圈后还要继续下去——这正像一块石子离开手后还向上冲去，而波浪也被水的动力推向高于水平面的岸上一样。另一原因是大陆的隔断。海潮遇上大陆就按大陆情形而改变方向，但由一点转向另一点又需要较长时间。因此我们比较各地潮汐时就会发现其并不规则了。但通常，这个延迟的时间等于我们刚才提到过的45分钟。
太阳同月亮一样也会引起潮汐，但作用比较小——有兴趣的读者可以根据我们曾经给出的数据和方法，按照引力的平方规律来算出太阳和月亮引潮能力的不同。值得一提的是，新月和满月时，这两者在一条线上合力吸引，因此有最高潮和最低潮。这些是所有住在海滨的人都熟悉的，他们叫作“大潮”（spring tides）。在上弦和下弦时，太阳的吸引抵消了部分月亮的吸引，因此潮既不涨得极高也不落得极低，这就叫作“小潮”了（neap tides）。
第五章月食
月食是指月亮进入了地球的阴影中。日食则是因为月亮在太阳与我们之间经过。我们以下就要说明这些现象中的最有趣的几个方面以及其发生的规律。
为什么不是每次满月都有月食呢？地球的阴影当然永远在背对着太阳的一面，可是满月的月亮却有时在阴影上有时在阴影下经过，因此不会被蚀。这是因为月亮的轨道面对黄道平面约有5度的倾斜，地球却正在黄道平面上运行而其阴影中心也正投在那儿。再回到我们从前的假想，把黄道在天球上画出来，再进一步假定把月亮在天球上运行的视轨迹（白道）也画出来。我们那时就会发现月亮的轨道与太阳轨道在相对的两点相交，其交角只有5度。这两点叫作“交点”（nodes）。在一交点上月亮由下面移到了上面，或者说是从黄道南移到了黄道北。这一点叫作“升交点”（ascending node）。在另一点上月亮则是由北而南，这一点叫作“降交点”（descending node）。
因为太阳比地球大，所以地球的阴影（指本影）呈一个锥顶伸向远处的圆锥体。在地球身后地月距离处（正对地球身后的月球轨道处），锥体阴影的截面直径约有地球的3/4，也就是说约9 600千米。又因为阴影中心是在黄道平面上，在地球正身后的月球轨道处，所以阴影就只能在黄道面上下各遮掩4 800千米。而在两交点之间，月球轨道偏离黄道面最远的两点与黄道平面的距离约为地月距离的1/12，也就是说约有32 000千米。所以，月亮只有在到了两交点附近，同时又正好处于地球身后时，才能进入地球的阴影区。
食季
连接太阳、地球的这根线当然要随着地球绕太阳而改变方向，因此它在一年之内两次经过黄白交点。这就是说，如果我们假定两交点画在天上，升交点在一点上，降交点在另一点上，那时太阳在沿黄道而东行的运动在我们看来就要在一年之内经过这两交点。太阳经过一交点时，地球的阴影就经过另一交点。日食或月食一年只能发生约两次（隔6个月一次）。这种“食季”（eclipse seasons）约长1个月，这就是说，从太阳离交点近得足以发生月食开始算到离得太远而不能发生月食为止，约有1个月。
假如黄白交点在黄道上的位置是固定的，月食就只能在固定的两个月份之内发生了。可是，因为太阳加在地球和月亮上的引力，所以交点位置不断地逆着地月运动方向而变动。每一交点约在18年又7个月内绕天球西向旋转一周，也在同样的周期中食季倒转一年。平均来说，每年较上一年提早约19天。
月食的景象
如果我们在一次月食开始时就守候着月亮，就会看到它的东边沿渐渐暗淡起来，并最终完全消失。月亮一面向前进，月面被吞进阴影，而黑暗的部分一面加大。可是如果我们非常细心地注视，就会看到被阴影浸着的部分并未完全消失，却发出一种极暗弱的光。如果月亮全部都进了阴影中，这就是全食；如只有一部分入了阴影中，这就称为偏食。全食时，那始终照在月面上的微弱亮光就更清楚可见，因为这时它不可能被其他明亮的部分所干扰。这种暗红色的光是由地球大气折射光线而引起的（这种折射已在第三章讲到）。那些刚擦过地球边的或在离地球表面不远处经过的太阳光线，都被折射而投在阴影中，于是又投射在月亮面上。这光的红色也和落日的红色是同一原因——浓厚的大气吸收了波长较短的绿色和蓝色光线却让波长较长的红色光线透过。
月食每年要发生两三次，几乎总有一次是全食。当然，地球上只有那时正在月光下的那半球才可以看见。
我们完全可以想象出，月食时在月亮上的观测者看见的地球所造成的日食。我们所描写的这种现象在他看来是非常清楚的。在月球上，地球的目视大小当然比我们所见的月亮要大，其直径会比太阳还大出三四倍。起初，因为耀眼的太阳光，这么大的物体接近太阳时是看不见的。那观测者所见到的只是太阳光被看不见的球状物体切去。当地球差不多全部遮住太阳时，他就可以看出全轮廓来：因为周围有一圈由地球大气折光而生的红光。最后当真正的太阳光完全消失时，就只能看见一个明亮的红光环圈住一个黑暗的球状物——地球。
月食的情形跟日食的情形大不相同（下章我们要讲日食）。月食可以同时被地上月光下的全半球看见。在月亮升起时就已经蚀去的情形下有一奇特的现象，我们会看到蚀去的月亮和黄昏的太阳同时出现在东、西地平线上。这看起来似乎和我们所说的太阳、地球、月亮成一直线的说法相矛盾，但这一现象实际上是因为其中之一在地平线下，由于地球大气层折射，竟使得我们可以同时看见了。
第六章日食
假如月亮恰好在黄道平面上运行，它每次新月的时候，就都会在太阳面上经过。可是由于它轨道的偏斜（见前章），就只有在太阳正接近黄白交点之一时才可能发生这样的事情。那时我们如在地球上恰当的地方，就可看到日食。
假定月亮从太阳面上经过，第一个问题就是它能不能遮住太阳面的全部。这不仅仅是这两个天体的真实大小的问题，更重要的是其视觉大小。我们知道太阳直径比月亮直径大约400倍，但它也比月亮刚刚好远了约400倍。这样造成了一个有趣的结果——在我们眼中，这两个实际上完全不等的天体，却成了一对双生兄弟——它俩差不多同样大了。由于轨道并非完全是圆的，所以有时月亮仿佛大些，有时又仿佛小些。在前一情形下，月亮可以完全遮住太阳；在后一情形下，就办不到了。
月食与日食之间的最大差异是——月食在任何看得见月亮的地方情形都一样，而日食却要依赖观测者的位置。最有趣的日食是月亮中心恰好遮住太阳中心——这叫作“中心食”（central eclipse）。要看这种食，观测者必须在连贯日月中心直线所达的地方。那时若月亮的视界大小比太阳的大，就会全部掩去太阳，这种食就是“全食”（total eclipse）。
若太阳那时看起来大些，在中心食时就有一圈太阳光环绕住中间的月亮。因此这种食叫作“环食”（annular eclipse）。
连接日月两中心的直线从地球面上掠过，我们就可以在地图上画出它的路径来。这种表明日食的区域和路线的地图预先在航海历书中印出来。在中心线扫过的路径南北附近地区也可见到全食或环食，但绝不可能在160千米以外。在这界线外的观测者只能见到偏食——月亮只掩去了太阳一部分。而在更远的地区，则根本看不到日食了。
美丽的日全食
全食是大自然赐给人类的一个动人美景。要充分鉴赏其魅力，最好是站在高地上，能看到周围很远的地方，尤其是在月亮来的那一边，看得愈远愈好。第一个表示非常事件发生的信号并不在地上或空气中，却在太阳圆面上。在历书中预报的一定时刻，太阳西部的边缘上就有了一个小小的缺口。它一分钟一分钟地增长，真仿佛渐渐蚀去了太阳。有些民族看到这伟大光明的太阳会这样一点一点地缩小而幻想着有龙来吞吃它，自然也不足奇怪了。
一段时间中，也许在一小时以内，所见到的只有月亮黑影在不息地扩展，不停地侵蚀太阳面上的地盘。如果这时观测者正站在一棵大树旁边，又有树叶让太阳光线从叶间小隙透射到地上，还可见到一种有趣的情形——地上的太阳影像这时都会有缺口显出偏食的太阳。不久，太阳就变成新月一样了，但这新月不但不长大却反缩小。不过在这时候，眼睛还习惯于那消逝去的光辉，因此直到这新月变得非常狭小以前还可看出仿佛可见的暗影。如果观测者有一架带有观测太阳专用滤光镜的望远镜，他可以有一个极好的机会从另一个角度来看月亮上的山——残留的太阳还保持其照常的柔和而一致的光辉。可被月面蚀去的那一边轮廓却是参差不齐的，这就是月面上山的轮廓。
当这一钩“新月”将要消逝的时候，在不息前进的月亮上，陡峭的山峰便达到了太阳边界，使得太阳只剩下一串碎片或光点从月面的凹处透出来——这种非常美丽的景象被称为“贝丽珠”——这时的太阳看起来很像一个镶上了几颗耀眼钻石的戒指。这种美丽的景象也只有一两秒钟的时间，然后就完全消逝。
现在我们可以看到这场奇观了——本来的白昼，因为日光的消逝而状若黎明，在离太阳稍远的天空中竟出现了漫天的繁星。原本太阳应该正在中天，可天上却只有极黑的月球高悬在天际。其周围有一圈灿烂的光辉，这就是我们在论太阳的一章中已经叙及的所谓“日冕”。虽然用肉眼看来也非常明亮，但若用倍率低的望远镜看来更有趣味，甚至一副看戏用的玩具望远镜都能凑合着用。用大望远镜只能见到日冕的一部分，因此这景象的最美的一部分就没有了。一副廉价的放大10倍或12倍的小望远镜，在这一方面来说，是比大望远镜还要合用的。这样的工具不但可助我们看日冕，还可使我们见到日珥——奇形怪状的红云在各处盘旋起落，竟仿佛是从黑月亮上喷射出来的。
正当我们沉醉于这迷人景象的时候，太阳另一边上突然出现了一些美丽的光点——月面经过了太阳，从另一面透出了美丽的贝丽珠。之后，这些光点重又扩大，渐渐连成了一个新月形——月亮正一点一点地退还被其占领的领地。光明越来越灿烂，周围的繁星正渐渐隐去。当最后的一个小缺口也复原的时候，日食完全结束，世界重返光明。
古代日食
有一点值得注意，古人虽对日食这件事很为熟悉，智者还很了解其中的原因，甚至能推测出再来的周期，可是在古代历史记录中却很少有关于这种现象的真实记载。中国古史中有时常记载某时某地发现日食，但并未详细记其特点。亚述学家（Assyriologists）从古文件中考出一段日食记载，说是公元前763年6月15日日食见于尼尼微（Nineveh）。我们的天文年表也证明那时确有日全食，阴影经过尼尼微之北约160千米处。
也许最有名且最引起争论的一次古代日食就是所谓泰利斯日食（eclipse of Thales）。其主要历史根据是希罗多德（Herodotus，古希腊史家）的记载。据说当吕底亚人（Lydians）与米堤亚人（Medes）正在打仗的时候，白昼忽变为黑夜。两军因此息战而促成和平。又说泰利斯（Thales，古希腊哲人）曾向希腊人预言白昼将变为黑夜，甚至连哪一年都指出了。我们的天文年表中也证明公元前585年确有一次日全食，时间也离那次战争最近，但我们现在知道那阴影的路径只有在日落后才能到他们的战场上。关于这件事情的真相直到现在还有疑问。
食的预测
食的出现有一定的规律，这在古代已经知道。其根据是日月都在约6 585日8小时，或者说18年又11日的周期之后再回到交点及近地点的位置上。这一周期叫“沙罗周期”（Saros）。各种食都在其沙罗周期之后再现，譬如，1900年5月的食可以看作1846年、1864年及1882年食的重演。可是一次食再现时，看得见的地上区域却改变了，这是因为周期中多出的8小时。在这8小时中地球又绕轴自转了三分之一，太阳下的区域就因此而与以前不同了。每次食的所在区域都较前移动环球1/3的路程，或说向西移经度120度。只有在3次重演以后才又回到差不多同地来。但同时月亮的运行线又有了变动，因此阴影会比以前南移或北移。
全世界大约每3年可见两次日全食，但对于某一特定地区来说，平均300年才可以见到一次日全食。在20世纪的百年内的累次重演中，全食时段一次次加长。在1937年、1955年、1973年全食时间均超过7分钟。日全食期间最长限度是7分半钟。
日冕
日全食时最美丽的部分是日冕，它是由极端稀薄的气体组成的，这只有在日食时才能见到。当真正的全食出现时，太阳周围的这种珠光就突然出现，而全食时段一过就同样突然消隐。从照片中看到这种日冕有错综复杂的结构，其形状却显然按太阳黑子数目的增减而变化。
太阳黑子高峰期时，日冕在太阳各方向的范围都差不多大，这时可把它比作一朵天竺牡丹，向盘外各方向展开花瓣。其他特点就是暗弱的流光以及红色日珥之上的精致的拱门。
接近太阳黑子最少期时，日冕是从两极地方出现的短穗，向赤道弯曲。这使我们想起磁石附近铁屑所显现的花样。日冕状貌还有一点值得注意——长的流光由赤道部分展开，状如鸟之双翼。
当作美景来看，日冕一定要列在天界奇观的最优等中，但它对天文学的贡献直到现在却还令人失望。不错，日冕在我们看来是非常稀罕的，而且就在那难得的机会中也只是昙花一现。可是过去100年中所得的全食的精美照片已足供我们长期研究了。这种研究直到现在还只是很吝啬地报答了我们的日食观测团所用去的时间、精力与金钱（常要到很远的地方去）。日冕是否会透露给我们什么重要的信息，这还未为可知呢。
第四编行星及其卫星
第一章行星的轨道及其各种情形
行星绕其中央恒星运行的轨道严格来说是椭圆形的，或说是略扁的圆圈。但这扁的程度非常之小，若不测量，单凭眼睛是看不出来的。太阳并不在椭圆中心，而是在椭圆的一个焦点上，有时焦点离中心远得可以被眼睛立刻看出来。由这距离就量出了椭圆的偏心率，这却比扁的程度要大得多。例如，水星的轨道偏心率就很大，其扁的程度却只有0.02。如果我们用50来代表其轨道的长轴，其短轴就是49，而就相同比例而言，太阳离这轨道中心却已是10了。
为表明这一点，我们画一幅太阳系天体的轨道图，并大致准确地表示轨道的形状与相对的位置。一瞥中就可看出这些轨道在有些点上比别处更接近太阳。
虽然我很不愿意用一些很专门的术语来打扰读者的兴致，但是为了更清楚地解释行星的真实或视在运动，我们可敬的读者不妨稍稍下一些功夫，来学习一些天文学中的概念：
“内行星”（inferior planets），是指那些轨道在地球轨道之内的行星。这一类中只有水星和金星。
“外行星”（superior planets），是指那些轨道在地球轨道之外的行星。其中有火星、小行星以及外层的
当一颗行星在我们看来从太阳经过，仿佛与太阳相并而在同一方向时，这叫作与太阳相合。
“下合”（inferior conjunction），是指行星在太阳与我们之间的合。
“上合”（superior conjunction），是指太阳在行星与我们之间的合。
稍微一想就可明白外行星绝不会有下合的事，但内行星却既可下合又能上合。
当一颗行星在与太阳相反的方向，或者说，我们在行星与太阳之间的时候，叫作“冲”（opposition）。那时行星在日没时升，日出时落。当然一颗内行星是不会有冲的。
轨道的“近日点”（perihelion）是离太阳最近的一点，“远日点”（aphelion）是离太阳最远的一点。
当内行星（水星、金星）绕太阳旋转时，在我们看来好像由太阳这一边到那一边。它们对太阳的眼见距离无论何时都叫它们的“距角”（elongation）。
水星的最大距角通常有25度，有时多有时少，因为这颗行星的轨道偏心率大。金星的最大距角几乎是45度。
当这两颗行星之一在太阳东面时，我们在日落时看见它在西天；在太阳西面时，我们又在天明时见它在东天。因为这两颗星绝不能远离太阳，跑出我们上面提到的界线，所以在黄昏的东天，或是黎明的西天出现的行星绝不可能是这两颗行星。
没有两行星的轨道恰在同一平面上。这就是说，如我们沿一条轨道水平望去，所有轨道都略略有些倾斜。天文学家为方便起见，以地球轨道平面（或黄道平面）作为水平标准。既然每一轨道都以太阳为中心点，便各有两点在地球轨道水平面上——更准确些说，这就是其轨道与黄道平面相交的二点。这叫作“交点”（nodes）。
轨道于黄道平面的夹角被称为“轨道交角”（inclination）。水星轨道交角最大，约有7度。金星轨道交角约为3度又24分。外行星的都较小，约自天王星的46分到土星的2度30分。
行星的距离
把海王星除外，行星之间的距离很密切地吻合一条所谓“提丢斯—波德定律”（Bode’s law）。定律的名称就是首先指出这一点的天文学家的名字。定律的内容是：取0、3、6、12、24……数，（从第2个数往后）后一个数是前一个数的2倍，然后再在各数上加4，于是我们就得到了行星的大致不差的距离（除了海王星）。
在实际距离一项上，我们看到天文学家并不用千米这样的常用单位来表示天体间的距离，这有两种理由：首先，千米太短了，用它来描述行星之间的距离，就好像用厘米来丈量两城间的距离一样；其次，天上的距离并不能用我们的必须准确的尺度来固定。如果我们用地球对太阳的距离做单位，就可以很准确地确定行星间的距离了。因此要得到天文学中的行星距太阳的距离，只要把上表中最后一数除以10，或者说把小数点往前挪一位。
在这组数据中，我们没有用不必要的小数来分散读者的注意力。实际上水星距离是0.387，其他亦如此；我们只把它算作0.4又乘以10，以便与提丢斯—波德定律相比较。
开普勒定律
行星在轨道中的运动符合开普勒（Kepler）所发现的一种规律，因此该定律就叫“开普勒定律”（Kepler’s laws）。这定律的第一条我们已经说过，就是行星轨道是椭圆形的，太阳在其一焦点上。
第二定律是行星离太阳愈近，运行愈快。用更数学化些的语言，较确切地说：凡在相等时间内行星与太阳的连线所扫过的面积相等——我们很容易能想明白，当行星与太阳距离较近的时候，为了在相同的时间内能让连线扫过同样的面积，行星就得运动得更快些。
第三定律说的是，行星距太阳平均距离的立方与其公转周期的平方成正比。我们简单地来说明一下这条定律，假定有一行星距太阳比另一行星远4倍，于是它绕太阳一圈比另一颗行星要慢8倍。这数目的求法是，先求出4的立方64，再求其平方根，就得8。
既然天文学家用地日平均距离来作为太阳系尺度中的距离单位，那么内行星的平均距离必定是小数（如上述），而外行星就要由1.5的火星到30的海王星了。如果我们求出这些距离的立方数再求出其平方根，我们就可得到以年为单位的它们的公转周期了——有兴趣的读者可以很方便地用上面给出的资料来算出每颗行星的公转周期。
我们还可看出越外层的行星，绕行轨道的周期就越长，不仅是因为路程更远，还因为它们走得更慢。再照前面的例子来说，假定一颗外层行星距太阳远了4倍，它的运动速率也就减了一半，因此绕上一圈才加上8倍。地球在轨道中的运动速率是每秒钟29.8千米，海王星的速率每秒钟却只有5.6千米，而它的路程要远上足足30倍。这就是它要160多年才能绕太阳一周的原因了。
值得一提的是，开普勒三定律是在第谷留下的资料的基础上，花费了开普勒无数的精力，单纯由观测和猜测得来的，并最终发表在1619年出版的《宇宙和谐论》中。而这个结论到了一个世纪后，却被牛顿从另外一条途径独立地得到了——任何一个高中生都可以运用引力定律的知识，纯粹从数学上得到这三条结论。
第二章水星
我们现在要依照距太阳远近的次序，开始叙述我们所知的大行星的一切了。第一个轮到的就是水星，这不仅是一颗离太阳最近的行星，而且是
水星要算是大行星中轨道偏心率最大的一颗——虽然有些小行星在这方面要超过它（下面就要叙及）。因此它离太阳的远近也有很大的变化，在近日点上这距离不到4 700万千米；在远日点上其距离竟大于6 900万千米。它绕日的公转周期不到3个月——更确切些说，88日，因此它在一年之中绕太阳4次有余。
在地球绕太阳一次的时间中水星绕了4次有余，水星与太阳的“合”也依照一个虽不一致却很规则的周期。为了表明其视运动的规律，且假设图31中的内圆代表水星轨道而外圆代表地球轨道。当地球在E点而水星在M点时，水星正与太阳在下合点上。3个月之后它又回到M点，但这时却并无下合，因为同时地球也在轨道中运动了。当地球到达F点而水星到了N点时，又有了下合。这种由一个下合到另一个下合的周期运动叫作行星的“会合周”（synodic revolution）。水星的会合周期比实际公转周期多出1/3不到；这就是说，MN弧略小于圆周的1/3。
现在再假定，在图32中地球在E点，水星不在M点，却几乎到了最高处的A点上。这时从地球的角度来看，它在离太阳视在距离最远的一点上——用术语来说，在“大距”上。如果水星在太阳之东，就会在太阳之后沉没，我们可以在日落后半小时至一小时内在西天的薄霭中看到它明亮的身影。在相反方向的C点附近，那就到了太阳之西。于是在日出前升起，这时候，水星就会闪耀在东天的晨曦中。所以，当作昏星来看时，最好在东大距时（春季）；当作晨星来看，水星在西大距时（秋季）就更利于观测。
水星的外观
用望远镜观测水星的最佳时刻，是春季和暖的傍晚，或者在秋天清凉的黎明。假定它在太阳之东，一般在下午任何时候都可用望远镜看见它，但这时空气通常都被太阳强烈的光线搅乱了，因此很难做出令人满意的观测。下午晚些时候空气较稳定，就比较利于观测了。可是到了日落之后，它却又是在不断增厚的大气之中，也越来越模糊。正因为这种种不利因素，水星成了很难如意观测的行星，而观测者所描述的水星表面也就千差万别了。
在历史上很长的一个时期内，几乎所有的观测者都认为水星的自转周期是无法确定的。到了1889年，在意大利北部美丽的天空中，斯基亚帕瑞利（Schiaparelli）用精巧的望远镜对水星做了细致的观测，结果说该行星的状貌天天毫无变化。他因此得到结论，认为水星永远以同一面对着太阳，正如月亮之于地球一样。在亚利桑那（Arizona）的弗拉格斯塔夫天文台（Flagstaff Observatory），洛厄尔（Lowell）的观测也得到了同样的结论。
因为水星对太阳的位置常有变换，它也就像月亮一样有圆缺的位相变化。我们能看到被太阳照耀的那半球，可背向太阳的黑暗面却是我们看不到的。当水星上合时（太阳在地球与水星之间），明半球完全对着我们，这颗行星的表面就犹如满月般的圆盘。随后它经由东大距移向下合，向着我们的暗半球部分就越来越多，明半球部分则越来越少。但由于它离我们越来越近，所以我们反而可以更好地观测仍然明亮的部分。
很久以来，人们都认为水星上没有大气。因为我们根本就观测不到其对日光的折射效果。
水星凌日
仔细想象一下水星的运行情况，我们就会明白，假如内行星和地球在同一平面上绕太阳而行，那么每次下合时我们都能看到其从太阳表面经过。但事情并非如此简单，因为两颗行星不是在同一平面上旋转的。在所有大行星中，水星轨道对地球轨道的偏斜最大，因此我们常常看到它在南边或北边与太阳擦肩而过。如果它在下合时正好接近了地球与水星轨道的一交点，我们就可以从望远镜中看到一粒黑点经过太阳表面。这种现象叫作“水星凌日”（Transit of Mercury），其相隔时间从3年到13年不等。由于可以极准确地测定其进入和离开太阳圆盘的时刻，并可以通过这时刻推导出这颗行星的运动规律，所以天文学家对这种现象都有很大兴趣。
伽桑狄（Gassendi）在1631年11月7日第一次观测到了水星凌日。可是由于他的工具非常简陋，所以观测结果已毫无科学价值了。较好的观测结果是哈雷（Halley）1677年在圣赫勒拿岛（St.Helena）上得到的。从此以后，这种凌日的观测就很有规律地继续了下来。
1937年5月11日，水星擦过太阳南部边缘。在欧洲南部可见，但在美洲却在日出之前。
1940年11月10日，美国西部可见。
1953年11月14日，美国全境可见。
1677年以来，通过对水星凌日的观测，
可是，我们仍然可以认为有些小行星在这区域中运行，只是它们太渺小了，因此经过太阳面时竟逃出了我们的视察。如果真是这样，它们的光亮一定完全被天光遮去，所以平常看不见。可是我们还有机会，就是在日全食的时候，天上一点别的光也没有，应该能看出来的。于是当日全食时就常有观测者来寻找它们，并且用上极有力的摄影仪。终结的答案在1901年日全食时得到了——那时在太阳附近拍摄到约50颗星，其中有的只是8等星，但都是我们所已知的。因此大致可以肯定在水星轨道圈内绝没有比8等星光更亮的行星了。像这样的小行星非有几十万颗是不能造成水星偏离轨道的，这么多的小行星定会把那一块天照明得比任何处天空都亮。这结果可使我们得出结论来反对那种认为水星近日点移动是由于更内行星的见解了。要假定这颗内行星存在，除上述困难外还有一点，如果有这颗行星，它一定要使水星或金星（或两者兼有）的交点变动。
这个谜团，一直困扰着20世纪初的天文学家，直到1916年，爱因斯坦提出了他的广义相对论。
在说明水星轨道进动之前，让我们先来做一个思想实验，来看一看爱因斯坦的“等价性原理”。
假定我们现在请了一个勇敢无畏的助手，然后，我们把他关到了一个与外界隔绝的小屋子里——为了消除他的寂寞，我们给了他一个小球。他发现，当他松开手让球自由下落的时候，小球相对地面运动的加速度是9.8米／秒2——根据这一点，他判断他是在地球上，因为这个加速度是地球的引力所引起的正常加速度。
然后，我们在他熟睡后把他送进了一架飞起来没有任何震动的飞船，船舱的布置则和那间小屋子完全一样。在他醒来之前，将飞船发射出去，并且让飞船以9.8米／秒2的加速度往外太空飞去。于是我们可以想象一下那个可怜虫醒来时的情况了——他同样拿着小球，然后松开，发现小球相对地板还是9.8米／秒2的加速度。这时候，他立刻就得到了一个错误的结论，他以为他仍然在地球上待着，而不是在遥远的外太空。
我们发现，实际上，从某个角度来说，引力和加速度是可以互相替代的。如果我们选择一个合理的参照系，那引力就可以转化成一种局部的加速度——这与被吸引的物质是什么无关，而与空间本身有关——空间的不同部分，可能由于一个大质量的物体的存在，而拥有不同的等效加速度——于是，空间不再是牛顿经典体系中那种平坦的样子，而是被弯曲了。
在太阳附近，空间弯曲的程度比较明显。于是，水星在这个被太阳巨大引力而扭曲的空间中运行，就不再是沿严格的椭圆轨道，从而造成了水星轨道近日点的进动
第三章金星
在天上所有的星状物体中，金星是最明亮的。只有太阳和月亮超过了它的光彩。在一个晴朗无月的晚间，它的光辉甚至可以照出影子来。如果观测者知道它的位置，又有一双好眼睛的话，在白昼当它接近子午圈时都能用肉眼看见——只要太阳不在它的附近。当它在太阳东面时，我们可以在西天望见它，日落之前它呈暗淡的光辉，随着日光减弱，它的光就增强起来。它在太阳西面时，就在太阳之前升起，出现在东天。在这两种不同情形下，它被称为昏星和晨星。当它是昏星时古人称它为长庚（Hesperus），晨星时则称为启明（Phosphorus）。据说古人并不知道这两者原是一体。
即使用低倍率的望远镜观测金星也可以发现，它跟月亮一样有圆缺的位相变化。伽利略第一次将望远镜对准这颗行星时就看出了这一点，这使他更坚信了哥白尼（Copernicus）日心系统的正确性。他按当时的风俗，把这一发现发表成为一个谜语：“爱的母亲正与辛西娅（Cynthia）争赛面相呢。”
我们说过水星的会合运动，金星的会合与其非常类似，因此不必复述。图34表示这颗行星在会合轨道中各部分所现的视在大小。当它由上合到下合时，圆盘逐渐增大，但我们不能见到其全部，它的被照明了的表面也同时逐渐减小，渐成半月形，继成新月形，最后直到新月一般的下合期。在下合时，全黑暗面都对着我们，因此无法观测。金星最亮的时候是在它处于下合与大距的正中时。那时如在太阳之东，则比太阳晚两小时而沉没；若在西，则先于太阳两小时而上升。
金星的自转
金星自转的问题自伽利略以来，就一直吸引着从天文学家到普通人的兴趣，但得到这问题的确切答案却颇费了一番周折。因为这颗行星具有很强的亮光，从望远镜中看，也很难看到其表面清晰的痕迹。我们所能看见的，只是表面上略有明暗差异的一团亮光！在望远镜下观测金星，正像我们看一个磨得很光但略有点暗淡的金属球一样。虽然如此，还是有些观测者认为他们分出了明暗的斑点。远在1667年，卡西尼（Cassini）就根据这些假定的斑点断定，金星约在不到24小时内绕轴自转一周。18世纪中期意大利人布朗基尼（Blanchini）发表一篇很长的论文讨论了这问题，文中还附了许多插图。他的结论是，金星要24日以上才能绕轴自转一周。到了1890年，斯克亚巴列里则得到一个更为不同的结论，说金星绕轴自转周期与绕日公转周期相等。换句话说，金星只以一面对着太阳，正如同月亮只以一面对着地球一样。
他每天观测若干小时，结果发现，金星南半球上有一些微小的点一直没有移动，而这一现象就推翻了金星一日左右自转一周的论调。洛厄尔在亚利桑那天文台仔细研究后，也赞同他的意见。
这些细心的观察者考察金星表面的特征后，所得关于自转周期的结论竟如此不同，这只有一种解释——这些特征实在都太不明显了。幸好现在我们有了威力强大的望远镜，才发现了事实的真相：
金星的大气
现在大家都已承认金星上包围着一层比地球更浓厚的大气。这是当1882年金星经过太阳表面时由本书著者在好望角（Cape of Good Hope）观测到的一种值得注意而又有趣的情形。当这颗行星有一半多一点经过太阳面时，它的外边缘就变得明亮起来。这种变化却不从弧的中心点开始（那样是正常折光所应有的现象），反而始于靠近弧一头的某一点上。这种奇特的现象由普林斯顿（Princeton）的罗素（Russell）解释了，他说那大气中蒸汽成分太多，因此我们不能由其中直接的折光而看到太阳光。我们所见到的只是飘在其大气中的一层照明了的云或蒸汽罢了。情形既然如此，地上的天文学家大概也就绝不能透过这些云去看见金星的固体本身了。因此那些假定的斑点也就只是永在变化的暂时的斑点了。
要表明那种甚至很敏锐的观测者都会被欺的幻象，我们不妨提出一个事实来。有些观测者认为当金星下合时我们可以见其全面，它那时的状貌正如我们在新月初现时看我们的月亮一样，“新月在旧月的怀中”。月亮的那种情形，我们都知道可以看见的那黑暗半球是借助于地球的反光，但金星上却不会有地球或其他东西能反射充分的光上去。有时有人解释这种现象，认为也许是金星上覆盖着一层磷光。但这还是归之于视觉的幻象为妙。这种现象是常在白昼看见的，那时天空非常明亮，那时磷火之类的微光是全不可见的。不论我们把这种光的来源归于什么，它总应该在黄昏以后比在白昼更易看见。事实上，那时看不见，这就从根本上取消了它的真实性。
这情形证明了一条有名的心理学规律——如果经常能看见类似的事物时，想象常能生造出实际上不存在的事物。我们很习惯于看月亮上的情形，因此我们看金星时，也因大体现象相似而将那假定的相似情形不自知地加了进去。
约在1927年金星在有利的大距时，罗斯用威尔逊山天文台的大望远镜在红光及红外光下拍摄到金星照片。照片中金星的盘面是全白的。但用紫外光拍摄的却现出了清晰的斑纹——这还是第一次在这颗行星上清楚看见的。这是大气中的云纹，它们在日光透射到金星表面以前反射了大部分的紫外光。
在拍摄到的金星圆盘上两极有明亮的斑点，这与火星上的极冠（polar caps）有些相似，虽然比较短暂一些。经过圆面的黑带使人想到木星上的云带，同样很快改变形状。
金星凌日
金星凌日是天文学中非常罕见的现象，因为平均起来要60年一次。在过去及未来数百年中约有一循环周期，约为243年间发生4次。两次凌日之间的时间约为：105.5年一次，又8年一次，又121.5年一次，又8年一次，以后又105.5年一次再循环下去。金星凌日发生的日期如下：
1631年12月7日1639年12月4日
1761年6月5日1769年6月3日
1874年12月9日1882年12月6日
2004年6月8日2012年6月6日
以前对这种凌日所起的兴趣是假定可以借此有最好的方法确定地球、太阳之间的距离。由于这种假定以及这种现象的稀罕，过去的几次凌日遂经过大规模的观测。在1761年及1769年，重要的沿海国家都派一些观测者到世界各地去记录金星进入太阳圆面以及离开的准确时刻。在1874年及1882年，美、英、德、法都组织了大规模的远征队观测团。在这些机会的第一次中，美国观测团北方分布于中国、日本、东西伯利亚，南方分布于澳大利亚、新西兰岛等地。在1882年就用不着到这些地方远征了，因为在美国也可看得见凌日。南半球上就在好望角等处观测。这些次的观测对于确定金星的未来运动是很有价值的，但是后来有了更可靠的方法，因此在这一方面反而没有什么伟大价值了。
第四章火星
近几年来，各个国家对火星产生了无比空前的兴趣。
我们先说一些琐细的特点，这可以帮助我们认识这颗行星。它的公转周期是687日或者说差43日两年。如果这周期恰好是两年，火星就要用地球公转两次的时间做一次公转，而我们也会十分规律地隔两年见一次火星的冲了。但因为它走得比这快些，地球就需要一两个月的时光去追上它，所以，冲就要隔两年零一两个月出现一次了。这多出的一两个月在8次冲以后集成一年，因此，过了15年或17年以后，火星的冲又回到同一天，而在轨道中所占的位置也差不多还原了。在这期间内地球已公转15次或17次，而火星只有八九次。
这两次冲相隔时间一个月左右的差异是因为其轨道的极大的偏心率。在这一方面除了水星外没有一颗大行星能比得上。它的值是0.093，或说将近1/10。因此，当它在近日点时差不多离太阳比平均距离要近1/10，而在远日点时也差不多要远1/10。它在冲位时对地球的距离也有很大的不同，因此在近日点和远日点的冲就有更大的不同了。如果冲时火星位置在近日点附近，火星与地球间距离小得只有5 600万千米；但在远日点时却比9 600万千米还要多。结果便是，在有利观测的冲位时（这只能在八、九月中）要比在不利的冲位时（在二、三月中）更亮3倍以上。
当火星接近冲位时是很易认出的，一则因它的光特强，一则因它的光显红色，这是跟大多数亮星很不同的。在望远镜中看它倒并没有肉眼看它有那么动人的红光，这是很奇怪的。
火星的表面及自转
惠更斯（Huygens）约在1659年第一个从望远镜中认出火星表面的变化的特性，并且为它画了一幅画。他所画出的特点到今日还能被认出并且被认为是正确的。仔细观察这些细节可以使人们很容易看出这颗行星绕轴自转一周需比我们的一天略长一点的时间（24小时37分）。
这自转周期比任何其他行星（地球除外）的都算得更为精确。
所有已知的火星表面情形都可在一幅图中表明——其明暗区域以及平常总可看见的包着它两极的白冠。当一极偏向我们因此也偏向太阳时，这白冠就逐渐减小，远离太阳时又加大。加大的情形是地上看不见的，但当它再现时却可看出比原先大了。
火星的运河
在1877年斯克亚巴列里发现了所谓的“运河”。这是一些在这颗行星上纵横参差、比表面一般情形略微黑暗一点的条纹。在人类翻译史上，由于翻译失误而引起的误会恐怕以这次最甚了。斯克亚巴列里把这些条纹叫作canale，这个单词在意大利文中的意思是水道——他这样称呼它们是因为当时认为火星表面上的黑暗区域都是海洋，就假定这些联结海洋的路线都有水，因而定名为水道。可是译成英文中的cancel之后，就有了“运河”的意思。这一小小的词义上的变动，让所有使用英语的人都以为这些就是火星居民的功绩——正像地上的运河是人类的工作成绩一样了。
关于这些“水道”，起初在天文学权威之间也有一些不同的意见。这是因为在地球上看起来，它们并不是平均一致的表面上的清晰的条纹。火星上各处都有些明暗的不同——又都那么微弱而不清楚，从这一块到那一块之间又只有几乎不可察觉的亮度差异，因此大都很难给它们画出一定的轮廓。把它们分辨出来已是极端的困难，在不同的光下，在我们大气不同的情形中，它们又都改变形貌，于是给它们画出的画就都大不相同了。在洛厄尔天文台（Lowell Observatory）的观测者所绘的图中，这些运河是细黑线，而且多得织成一张包住火星表面大部分的网。在斯克亚巴列里的图中，它们倒像是暗弱的宽阔地带，既不像洛厄尔天文台画得那样清楚，也不那样繁多。在这图中还有一点很有趣——在水道相交的地方都有圆点，好像圆形的湖一样。
火星上一个能很清楚地看出的特色是一块大而黑的近乎圆形的斑点，斑点的周围则是白色的。这个大斑点被称为“太阳湖”（solis lacus）。这是所有观测者都同意的。他们也还大致同意从这湖分出的一些条纹或水道。但我们更进一步就要发觉他们并不完全同意这些水道的数目以及周围的情形了。另一特色则是一块三角形的黑斑“大流沙地带”（Syrtis major），这是著名的物理学家惠更斯第一个画出的。
关于火星上“运河”的存在早已无疑义了。它们已经经过许多天文学家的观测，并且有过很成功的摄影。大概来说，它们也许比早期观测者所见的要宽阔些，更不规则也更不精美一些。我们认为这些“运河”是火星上自然的（非人工的）景物。火星上有过洪水，这些河道十分清楚地证明了许多地方曾受到侵蚀。在过去，火星表面显然存在过水，甚至可能有过大湖和海洋。但这些东西看起来只存在很短的时间，而且据估计距今也有大约40亿年了。
火星的表面于是就有极有趣而又多变化的种种相貌了。在所有行星中（除了地球），它的表面是最适于用望远镜观测的。它呈现一片带红色的背景，使人想到荒漠的原野。在这背景上我们看到一些蓝绿色大块——这是起先叫作“海”的，这名字一直延留到现在，正像月亮上的海一样，虽然这两种海到现在都无人认为它是有水的地方。联结这些海的是一些较狭的暗纹，就是“运河”，这旧有的名字也随着海一同延续下来。
火星的四季
早期的观测认为火星极冠区主要被冰雪覆盖，但是最近的观测认为，火星的大气比我们的要稀薄得多，那层薄薄的大气主要是由二氧化碳（95.3%）加上氮气（2.7%）、氩气（1.6%）和微量的氧气（0.15%）与水汽（0.03%）组成的。最细心的观测告诉我们：火星大气中的云很少会遮蔽上面的景物。因为只有在大气中水汽凝结时才会下雪，所以火星的极区中不大可能下那么大的雪。即使能在火星极区中下雪并且化去的雪量很少，积雪大概也只有几厘米深。
火星表面的平均大气压强仅为大约700帕斯卡（比地球上的1%还小），但它随着高度的变化而变化，在盆地的最深处可高达900帕斯卡，而在奥林匹斯山的顶端却只有100帕斯卡。但它也足以支持偶尔席卷火星数十天之久的飓风和大风暴。火星那层薄薄的大气层虽然也能制造温室效应，但也只能提高其表面温度5摄氏度，比我们所知道的金星和地球的表面温度低得多。
1976年，“海盗”号探测器接近火星，它发现火星的两极覆盖的物质主要是干冰，而不是积雪，因此否定了火星表面存在水的猜想（科学家们现在相信，干冰层的下面可能有冰水层）。那么，火星的四季是怎么形成的呢？当火星的一半球上春季渐过的时候，白色的极冠就逐渐减缩，这一半球的黑暗地方就更显明、绿色更重。当夏季渐过而极冠完全或差不多完全化去时，这些黑暗地方就很显然地衰落而变成褐色。关于这种季候变迁的早期看法是说由于植物造成的——在火星上，春季植物开始茂盛，而秋季来临就又死去。当然这种说法已被证明是错误的。火星上看似季候变迁的现象根本不是植物的表现。那究竟是什么原因呢？
科学家们开始把注意力集中到火星表面的土壤上。或许火星表层土壤是由粉红色的类似长石的矿物构成的，或许是由一种地球上所没有的矿物所构成的？有人推测，火星表层土壤是由一种性质类似塑料的低价碳氧化物所构成的。美国普林斯顿大学的地质学家迪特·哈格雷夫斯认为火星的表层土壤是由绿高岭石构成的。千百万年前火星上的火成岩与火星上一度存在的山相互作用，形成了一层绿高岭石外壳。当时不断有大量陨石穿过薄薄的二氧化碳大气层落在火星表面，陨石落下时的巨大冲击产生了足够的热量，使火星表面某些区域的绿高岭石转变为红色的磁性矿物；而随后落下的陨石又将这些红色的磁性矿物击碎为细小的红色尘土，随风四散，分布到整个火星表面，从而使火星呈红色的外观。
火星的卫星
火星的两颗卫星是1877年霍尔（Hall）在海军天文台发现的。以前的观测中未曾见到它们，是因为这两颗卫星异常渺小。大概从没有人想到过卫星会那样小，因此也没有人费神用大望远镜去细心寻觅。可是发现以后它们却绝不是难以看见的东西了。当然对它们观测的难易程度是要依靠火星在轨道中的位置以及相对我们地球的方位所决定的。在火星接近冲位的时候，有三四个月甚至六个月（依情形而定）的时间可以观测它们。在近日点附近的冲时，甚至可以用直径不到30厘米的望远镜看见它们。究竟看出多么小，是要依观测者的技术和从眼中消去火星光的努力而定的。大致来说，一架直径30厘米至45厘米的望远镜是必需的。看它们的困难完全因火星的光辉而起。如果能将这光辉除去，从更小得多的望远镜中无疑也是可以看见的。因为这种光辉，外层的一颗较容易看见——虽然内层的那颗更为明亮。
霍尔把外层的卫星叫作“火卫二”（Deimos），内层那颗叫作“火卫一”（Phobos），这两个都是古神话中战神（Mars）的侍从。火卫一有一个特点：它与火星之间的距离是太阳系中所有的卫星与其主星的距离中最短的，从火星表面算起只有6 000千米，它绕这颗行星旋转一周只用7小时39分，这比火星绕轴自转一次的时间的1/3还少。因此，在火星上看来，最近的“月亮”出于西方而没于东方。
火卫二的公转周期是30小时18分。这种迅速运动的结果便是在它一起一落之间要过去差不多两天。
火卫一离火星表面只有6 000千米。如果我们未来的火星移民中有业余天文学家，那这一定是他们最感兴趣的对象。
从大小方面来说，这两位是我们在太阳系中看得见的最小的东西了（除了也许还有更暗弱的小行星）。光度的推测告诉我们火卫二的直径是8千米，火卫一的直径是16千米。我们所见的它们的大小和从纽约望波士顿空中悬的一颗苹果差不多了。
这两颗卫星的最大用处是使天文学家能够借以研究出火星的准确质量，最终证明了其质量只有地球质量的1/9。至于这是怎样得来的，我们将在后面论及行星质量的那一章中叙述。
第五章小行星群
太阳系中火星和木星轨道间有一个巨大的空隙。在行星距离都已准确测定后，当然要引起天文学家的注意了。当波德发表他的定律时，这就成了惹人注意的事件。是真的原有这空隙，还是因为填补这空隙的行星渺小得未被我们注意到呢？
这问题由意大利天文学家皮亚齐（Piazzi）解决了。他有一座小天文台在西西里（Sicily）的巴勒莫（Palermo）。他是一个热心的天文观测者，对于他的望远镜可以确定的恒星，他制作了一个恒星位置表。在1801年1月1日，他为新世纪行了开幕礼，在原先空无一物的地方发现了一颗星。这颗星不久就被证明是寻觅了好久的行星。这颗星得到了个名字叫谷神星（Ceres）。
那时引起惊异的是，这颗行星竟然那样渺小，当知道了它的轨道以后，又发现其离心率很大。可是新的发现不久便来了。在这新行星被发现后还未完成一周公转时，不来梅（Bremen）的医生奥伯斯（Olbers）常利用闲暇时间做天文观测及研究，这时发现了在与前者同一天区内运转的另一行星。代替那一颗大行星的，竟然有了这两颗小行星。于是他提出意见，认为这些也许是一个行星的碎片，而假如真是这样，一定还可以发现许多。这个猜测的后半部分已经被证明是真实无疑了。在接着到来的3年中，又发现了两颗，一共是4颗小行星了。
这样过了约有40年。1845年，德国观测者亨克（Hencke）发现了第五颗。第二年加上了第六颗，于是开始了一连串不息的发现，一年又一年增加下来，现在已经超过2万颗了。
猎取小行星
直到1890年这些天体的发现都是由于少数的观测者，他们特别注意去寻觅捕获这些小星，正如同猎者捕兽一样。他们也可以说是安置了陷阱，把黄道附近的天空小块天区的星画出图来，记得清楚了，再去守候那自投罗网的闯入者。只要出现了一个，这就是一颗小行星，于是猎者将它放进自己的笼中。
约在1890年人们才发现摄影术是找到这些东西的更容易更有效的方法。天文学家把望远镜对准天空，开动定时装置，用较长的曝光时间（也许是半小时左右）为星摄影。真恒星一定在底片上现为小圆点，但假如碰巧行星在内，就一定会运动，它的影像就是一条短线而不是圆点了。天文学家用不着搜索天空只需搜索照片就行了，这工作容易得多，因为一颗行星可以从长尾巴上立刻认出。海德堡（Heidelberg）的沃夫（Max Wolf）用这个方法发现了500多颗小行星。
新近发现的小行星大半都是极暗弱的，而数目也好像随着暗弱的程度而增长。平常推测有1万颗是在我们望远镜所及的范围以内。这些物体中较大的也小得只能在平常望远镜中看成星似的点子，而它们的圆面即使用最有力的工具也不容易看出来。谷神星最大，直径有770千米。约有12颗直径超出160千米。最小的只能由其光度粗略地推算其大小了。它们的直径大概有32千米到48千米。