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的关系，竟使得我们同时可以看见了。
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大约４００倍，但它也比月亮刚刚好远了约４００倍。这样造成了一件有趣的结果——在我们眼中看来，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，而日食的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——这叫做“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。因此这种食叫做“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，但决不可能在１６０千米以外。在这界限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件动人美景。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，在这一方面说来，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，太阳另一边上突然现出了一些美丽的光点——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。
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。
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。
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。
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，观测结果已毫无科学价值了。较好的观测是哈雷（Ｈａｌｌｅｙ）１６７７年在圣海伦岛（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，通过水星凌日的观测，人们发现了一件现在被称为水星轨道进动的有趣事实。令人不可思议的是，这颗行星的轨道居然是慢慢改变的！其主要原因一度被认为是其他已知行星的影响。但精密的理论计算表明，这并不是主要原因，水星近日点的变动比理论计算值更前进了４３角秒之多。这一点误差是１８４５年被勒威耶（Ｌｅｖｅｒｒｉｅｒ）发现的——他以在海王星发现之前，以数学方法计算其位置而闻名。勒威耶试图重现辉煌，预测说在太阳与水星之间还有一个行星，并取名为火神星。他计算出火神星会很罕见地越过太阳盘面（只有这时才有希望由它投在日面上的阴影来探测它）。但在１８７７年，刚巧在他预言的火神星越过日面之前，他去世了，或许这是一种幸运，他没有得知自己的失败。那一天所有的望远镜都对着太阳，但是火神星固执地拒不出现。另外，大约在１８６０年，法国一名乡间医生勒斯加波（Ｌｅｓｃａｒｂａｕｌｔ）用一架小望远镜观测了太阳表面，他宣称观测到期待中的那颗行星从太阳盘面上经过。而另一位较有经验的天文学家在同一天却只看到一颗平常的黑子。大概就是这黑子哄骗了那位医生天文学家。这风波过后的许多年内，有不少天文学家在好几个地点天天观测太阳，为太阳摄影，却一点也没有发现这一类东西的存在。
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。终结的答案毕竟在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决没有比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的。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）的交点变动的。
水星凌日(2)
这个神秘的迷团，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。在牛顿的经典力学中，引力是两个具有质量的物体之间的互相吸引作用。但是爱因斯坦却凭直觉意识到，引力的作用比我们能想象的更有意思。
在说明水星轨道进动之前，先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”。
我们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——他同样的拿着小球，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呆着，而不是在遥远的外太空。
我们发现，实际上，从某个角度说，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——按照广义相对论提出的公式，精密计算的结果恰好比按牛顿经典力学计算的结果多了４３秒，与实际观测到的情形相符合。这也证明了广义相对论的正确性。
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，日落之前它呈黯淡的光辉，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Ｈｅｓｐｅｒｕｓ（长庚），晨星时则称为Ｐｈｏｓｐｈｏｒｕｓ（启明）。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，把这发现发表成为一个谜语：“爱的母亲正与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，因此不必敷述。图２６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，就一直吸引了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，在望远镜中看来，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。罗尼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查金星表面的特征后，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：金星自转比地球慢得多，一个金星日相当于２４３个地球日，比金星年还要稍长一些。金星两极并不存在像地球那样的扁率，地球的扁率是由于地球高速自转形成的，这也说明金星的自转比地球慢得多。另一个有趣的现象是，与地球相比，金星是倒转的，从金星北极看，它自转的方向为顺时针！此外，金星的自转周期又与它的轨道周期同步，所以当它与地球达到最近点时，总是以固定的一面朝着地球。
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，我们不妨提出一件事实来。有些观测者都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的。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之于什么，它总应该在黄昏以后比在白昼更易看见的。事实上那时看不见，这就根本上取消了它的真实性了。
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，同样的很快改变形状。
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
以前对于这种凌日所起的兴趣是因为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。
火星
近几年来各个国家在火星上集中了无比空前的兴趣。人类航天史开始以来，第一次有两架火星车同时在火星表面行驶。人们对火星的兴趣主要来源于它跟我们地球的巨大相似。它的大气、气候以及其他可注意的特点都使我们关心在那上面可能存在的原始生命。现在我来尽力说一些关于这方面我们实际已有的知识——从这些，我们仅仅能判定火星表面目前没有生命存在。至于其地表和极冠中是否可能有原始的细菌，则需要等待进一步对火星的深入考察——但是可以确定的是，和曾经人们所猜测的不同，火星上是没有智慧生物的。
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日或者说两年不到４３日。如果这周期是恰好两年，火星就要在地球公转两次的时间作一次公转，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一次了。这多出的一两个月在八次冲以后集成一年；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，或说将近十分之一。因此，当它在近日点时差不多离太阳比平均距离要近十分之一，而在远日点时也差不多要远十分之一。它在冲位时对地球的距离也有很多的不同，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认出并且是被认为正确的。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约需比我们的一天略长一点（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。二百多年来火星都恪守这一周期自转，我们也还没有理由假定将来会有可见的变动。这时间跟我们的一日这样相近，其相差又只是多出３７分钟，结果便是在连续的夜里的同一小时内，火星差不多是以同一面对着地球的。可是毕竟因为多出了一点，每天夜间要见它较前落后一点，因此在４０日后我们已见到它全面各部对着地球了。
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。火星北极冠直径１ ０００千米至２ ０００千米，厚度为４千米至６千米，扩展至北纬７５度附近。各种已经发射的火星探测器发回的图像资料表明：火星上季节性的极冠是由大气中的二氧化碳凝结而成，而长年存在的极冠主要是由水冷凝而成，温度在－７０℃到－１３９℃之间，由于二氧化碳随温度的变化而不断地气化和凝结，使得极冠的大小不断变化。极冠的大小随火星季节的变化而变化，在火星的冬季包围其极区，而夏季就全部或部分消融。
火星的运河
在１８７７年斯克亚巴列里发现了所谓“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做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，这些连结海洋的路线就假定都有水，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划出一定的轮廓。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。在罗尼尔天文台（Ｌｏｗｅｌｌ Ｏｂｓｅｒｖａｔｏｒｙ）的观测者所绘的图中，这些运河是细黑线，而且多得织成一面包住火星表面大部分的网。在斯克亚巴列里的图中，它们倒像是黯弱的宽阔地带，既不像罗尼尔天文台画的那样清楚，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。他们也还大致同意于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于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“大席尔蒂斯”（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。它们已经过许多天文学家的观测，并且有过很成功的摄影。大概说来，它们也许比早期观测者所见要宽阔些，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。火星上曾有过洪水，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。但是这些东西看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——这是起先叫做“海”的，这名字一直延留到现在，正像月亮上的海一样，虽然这两种海现在都无人认为它是有水的地方。连接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％）和水汽（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的，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。但是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℃，比我们所知道的金星和地球的表面温度少得多。
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。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。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。以前的观测未曾见到它们，是因为这两颗卫星异常的渺小。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６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。大致说来，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也无疑是可以看见的了。因为这种光辉的缘故，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做“火卫二”（Ｄｅｉｍｏｓ），内层那颗叫做“火卫一”（Ｐｈｏ－ｂｏｓ），这两个都是古神话中战神（Ｍａｒｓ）的侍从。火卫一有一特点：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三分之一还少。因此，在火星上看来，最近的“月亮”出于西方而没于东方。
火卫二的公转期间是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，那这一定是他们最有兴趣的对象。
在大小方面说来，这两位是我们在太阳系中看得见的最小的东西了（除了也许还有更黯弱的小行星）。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枚苹果差不多了。
这两颗卫星的最大的用处是使天文学家能够借以研究出火星的准确的质量。这是证明了只有地球质量的九分之一。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。
小行星群
太阳系中火星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了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）的医生奥尔伯（Ｏｌｂｅｒｓ）常利用闲暇时间作天文观测及研究，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，他们用特别的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，于是猎者将它放进他的笼中。
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消搜索照片了，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（Ｈｅｉ－ｄｅｌｂｅｒｇ）的沃尔夫（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黯弱的，而数目也好像随着黯弱的程度增长。平常推测有一万颗是在我们望远镜所及的范围以内。这些物体中的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４８千米光景。
小行星的轨道
有的小行星的轨道的偏心率是很大的。例如希达尔戈星（Ｈｉｄａｌｇｏ）的轨道偏心率就是０．６５，这就是说当在近日点时它离太阳比平均距离要近三分之二，在远日点时要远三分之二。它在离太阳最远的地方竟和土星差不多远了。
有的轨道的倾斜之大也是可注意的。有的超过了２０°，希达尔戈星是４３°。
那种认为这些东西也许是被一次炸裂所粉碎的行星残片的见解现已被抛弃了。那些轨道占领的边界太宽，如果这些小行星当初是一体时，不见得会这样的。依我们现代的哲学而言，这些东西从开始有时就和我们现在所见一样了。依星云假说的理论而言，所有行星的物质从前都是环绕太阳运行的云状物质的环。别的行星都是由于环中物质渐渐集中于环中最密的一点，因而成为一颗星。可是也许造成小行星的这一环不像那样集中而成了这些碎片。
依照钱伯林（Ｃｈａｍｂｅｒｌｉｎ）和莫尔顿（Ｍｏｕｌｔｏｎ）的星子假说（ｐｌａｎｅｔｅｓｉｍａｌ ｈｙ－ｐｏｔｈｅｓｉｓ），这些小行星是由于较少的比大行星小的星的碰撞而成的。因此其中就有些没有得到那近圆而偏斜的轨道，于是成功进行了许多次的碰撞。
“半成品说”理论则认为：约４６亿年前太阳系形成的早期，太阳系由一团星云凝聚成天体。凝聚过程中有一部分形成大行星，有一部分没有形成大行星，分布在火星和木星的轨道之间，所以才有了小行星带。
轨道的分群
这些小行星的轨道有一特色，可以使我们对它们的由来得到一点线索。我曾经解释过：行星轨道都近似圆形，但太阳并不在圆心。现在且假想我们从无穷的高处俯视太阳系，再假定小行星轨道都可看成精细画出的圆圈。这些圆圈就要互相交错，像织网一样，形成一个较宽的环，环外边的直径几乎比内边直径加一倍。
可是假定我们能把这些圆圈当作丝线圈拿起来，再重新布置一下使它们都以太阳为中心，却不改它们的大小。那些较大的轨道直径就差不多要比较小的加一倍，因此这些圆圈就要占据很宽的空间，如图２９所示。奇怪的是它们并不平均分布于全部占有的空间，却集合成清楚分开的几群。这也在图２９中显示着，并且又用不同的但更完全的方法在图３０中表示着。图３０的说明如下：每一行星都在一定的日期内围绕太阳公转一次，它离太阳愈远，这周期便愈长。因为轨道的全圆周是１２９．６万秒（３６０度），所以用这数目除以公转周期，得的商数就是表示那颗行星平均每日运行多少角度了。这角度就叫做该行星的“平均运动”（ｍｅａｎ ｍｏｔｉｏｎ）。小行星的平均运动约自３００秒起到１ １００秒以上，度数愈大，公转周期愈短，行星离太阳愈近。
现在我们画出一道水平线，在旁边标注度数，从３００秒到１ ２００秒，每隔１００秒画一格。在每一格中我们把所有平均运动在这以内的小行星都用小点画出来。
略微考察这幅图，我们就可以分出五群六群来。最外层的约在４００秒与４６０秒之间，离木星也愈近，公转周期也差不多要８年之久。以后是一道宽空隙，直到５６０秒，我们才又发现１０颗行星在５４０秒与５８０秒之间。从此以下，行星数愈加增多，但在７００秒、７５０秒、９００秒旁却只有很少或简直没有。好了，奇怪的事就在这一点上：这些空隙都是行星运动恰与木星成一简单关系的地方。一颗平均运动为９００秒的行星绕太阳一周的时间是木星的１／３，６００秒的是１／２，７５０秒的是２／５。依天体力学定律，凡一颗行星与其他行星有上述的简单关系的会由于互相的作用而逐渐产生大的轨道变化。因此，第一个指出这些空隙的柯克伍德（Ｋｉｒｋｗｏｏｄ）就假定这是因为空隙中原有的行星不能永久保持其轨道。但是，奇怪的是在通约数为木星三分之二或相等的地方却不但没有空隙，反而有成群的行星，其中的原因尚不明了，有人给出了统计解释，认为通约数为１／４、２／７、１／３、２／５、３／７、１／２的地方与小行星的径向分布概率的零点相一致。
爱神星
这些小行星中有一颗非常特别，因此我们也要加以特别的注意。１８９８年以前所知的数百颗小行星都在火星木星轨道之间运行。但那一年的夏天，柏林的威特（Ｗｉｔｔ）发现了一颗行星在近日点时竟进入了火星轨道的内部——实际已在距地球轨道２ ２００万千米以内。他替它起名字叫做“爱神星”（Ｅｒｏｓ）。这颗行星的轨道偏心率又很大，在远日点时又远远逃出了火星的轨道外。此外，这颗行星与火星的两轨道竟如同锁链的两环相结，因此如果轨道都是铁丝的就要连套在一起了。
这颗行星又由于轨道的倾斜，常脱出了黄道带的范围以外。当１９００年接近地球时，它竟跑到北方去了，跑得那样远，在北纬中部都不见它落下地平线，而经过子午圈时也在天顶以北了。它的运动这样特别，无疑是我们不能早早发现它的一个原因。当它在１９００～１９０１年接近地球时，我们曾很仔细地考察了一下这颗爱神星，却发现它的光度每小时都在改变。细心地观察测出这种变光有规则的周期是５小时１５分。早先有人就假定这颗星实际上是两颗星互相绕着转。可是更近似的猜测说这颗行星表面上有光明区和黑暗区，它的变光是由于向着我们的半球上明暗区域的变换。２０００年小行星探测器ＮＥＡＲ终于接近了爱神星，它发回的照片揭示了谜底——爱神星的亮度变化反映出它是一个４０×１４×１４立方千米的表面起伏不平的柱体。
对于爱神星以外的小行星，也有人怀疑是由于绕轴自转而生的变光，但至今一切还未确定。
从科学观点看来，爱神星也是最有趣味的，因为它有时离地球那样近，它的距离就可以测得极其准确，而太阳的距离以及全太阳系的大小由此也可以比用其他任何方法测得更为准确。不幸它的最接近的时候却相隔很久。
在１９００年爱神星离地球只有约４ ８００万千米。在１９３１年１月３０日它的距离只有约２ ６００万千米，这比任何曾经接近过地球的行星都更近，虽然它还可以更近３２０万千米。
