第一章　行星的轨道及其各种情形

图30　太阳系天体

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。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、小行星以及外层的四大行星。

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）。

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”（Bo de’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；我们只把它算作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3条结论。