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通俗天文学-第11部分
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尼尼微之北约１６０千米。
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）曾向希腊人预言过白昼将变为黑夜，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。
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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６５８５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。这时期叫“沙罗周期”（Ｓａｒｏｓ）。各种食都在其沙罗周期之后再现。譬如说，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前不同了。每次食的所在区域都较前移动环球三分之一的路程，或说向西移经度１２０度。只有在三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。
全世界大约每三年可见两次日全食，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。未来几年将发生的日全食日期为：２００８年８月１日，全食带在加拿大、北冰洋、苏联、中国（从新疆最北部到河南）；２００９年７月２２日，全食带在印度、中国（从西藏南部到长江口）、太平洋。
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。其他特点就是黯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。可是过去一百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。
行星的轨道及其各种情形（1）
行星绕其中央恒星运行的轨道严格来说是椭圆形，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的。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工夫，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４大行星。
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，这叫做与太阳相合。
“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决不会有下合的事，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，叫做“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限，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，所有其他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。这叫做“交点”（ｎｏｄｅｓ）。
行星的轨道及其各种情形（2）
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……等数，（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了（除了海王星）。
水星 ０ ＋ ４ ＝ ４ 实际距离 ４
金星 ３ ＋ ４ ＝ ７ 实际距离 ７
地球 ６ ＋ ４ ＝ １０ 实际距离 １０
火星 １２ ＋ ４＝ １６ 实际距离 １５
小行星 ２４ ＋ ４ ＝ ２８ 实际距离 ２０－４０
木星 ４８ ＋ ４ ＝ ５２ 实际距离 ５２
土星 ９６ ＋ ４ ＝ １００ 实际距离 ９５
天王星 １９２ ＋ ４ ＝ １９６ 实际距离 １９２
海王星 ３８４ ＋ ４＝ ３８８ 实际距离 ３０１
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。第一，千米太短了，用起它们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作单位，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。
在这表中，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；我们只把它算做０．４又乘以１０，以便与提丢斯－波德定则相比较。
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。再照前面例子来说，假定一颗外层行星距太阳远了４倍，它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，却被牛顿从另外一个途径独立地得到了——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。
水星（1）
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，而且是八大行星中最小的一颗——如果不是因为它地位的缘故，我们几乎不能将它列在大行星中。它的直径只比月亮大出５０％，但其体积是与其直径的立方成比例的，因此它比月亮的体积大了３倍多。
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四次有余。
在地球绕太阳一次的时间中水星绕了四次有余，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２４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。当地球达到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下合的周期运动叫做行星的“会合周”（ｓｙｎｏｄｉｃ ｒｅｖｏｌｕｔｉｏｎ）。水星的会合周比实际公转周期多出三分之一不到一点；这就是说，ＭＮ弧略小于圆周的三分之一。
现在再假定，在图２５中地球在Ｅ点，水星不在Ｍ点，却几乎到了最高处的Ａ点上。这时从地球的角度看来，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，因此很难作出令人满意的观测。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（Ｓｃｈｉａｐａｒ－ｅｌｌｉ）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，以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）的弗拉格斯塔夫亚天文台（Ｆｌａｇｓｔａｆｆ Ｏｂｓｅｒｖａｔｏｒｙ），罗尼尔（Ｌｏｗｅｌｌ）的观测也得到了同样的结论。但到了１９６５年，当时最先进的多普勒雷达表明，这种理论实际上是错误的。现在我们认为水星在公转二周的同时自转三周。
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水星（2）
因为水星对太阳的位置常有变换，它就也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。到了下合的时候，暗半球完全对着我们，如同新月一样，在它应该出现的位置上，只留下了一个无法观测的黑暗阴影。在通过黑暗的下合期之后，水星经由西大距返回上合的位置，重新成了一轮“满月”。
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。可现在的研究表明，水星拥有稀薄得几乎不存在的大气层，由太阳风带来的原子构成。水星温度被太阳烤得如此之高，使得这些原子迅速地逃逸到太空中。于是，与地球和金星稳定的大气相比，水星的大气频繁地被补充更换。
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水星凌日（1）
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。但事情并不是如此简单，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。这种现象叫做“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行星的运动规律，所以天文学家对这种现象都有很大兴趣。
加桑迪（Ｇａｓｓｅｎｄｉ）在１６３１年１１月�
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