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严格来说，行星围绕其中央恒星运行的轨道是椭圆形的，或者说是略扁的圆形。只是由于扁的程度很小，如果不进行测量，单凭肉眼是不容易看出来的。太阳并非位于椭圆的中心，而是在椭圆的一个焦点上，在某些情况下，例如焦点和中心的距离比较大时，肉眼可以立刻看出来。通过这个距离，我们就能够测量出椭圆的偏心率，但是这个偏心率却比扁的程度要大得多，如水星的轨道偏心率就很大，但其扁的程度却只有0.02。假如我们设定轨道的长轴为50，短轴为49，按照这样的比例测算，太阳到轨道中心的距离是10。
为了对上述问题进行说明，我们可以画一幅太阳系中的天体运行轨道图，并大致画出轨道的形状与相对的位置（图4–1），这样就可以一眼看出，同一轨道在某些点上与太阳的距离更近一些。
图4–1 太阳系的天体
为了更详细地解释行星的真实运动和视运动，尽管我并不想用一些很专业的术语来打扰读者们的阅读兴致，但仍然希望大家能够花点工夫来学习了解天文学中的一些概念：
内行星（inferior planet），指的是运行轨道在地球轨道里面的行星，这类行星目前只有水星和金星。
外行星（superior planet），指的是运行轨道在地球轨道外面的行星，这类行星包括火星、小行星以及外层的四大行星。
我们从地球上看，当一颗行星从太阳经过，好像与太阳行进在同一个方向时，我们就将之称为“合”日。
下合（inferior conjunction），指的是行星在太阳与地球之间。
上合（superior conjunction），是指太阳在行星与地球之间。
稍加思考就能明白，外行星是不会出现下合现象的，但内行星既会出现下合现象，也会出现上合现象。
一颗行星在太阳的反方向上时，或者说地球在行星与太阳之间时，称为“冲”（opposition）。冲发生时，行星在太阳落下时升起，在太阳升起时落下。当然，内行星是不会发生冲现象的。
轨道上离太阳最近的一点是近日点，而远日点就是离太阳最远的一点。
当内行星，也就是水星和金星绕着太阳旋转时，它们看起来好像是从太阳的这一边到了那一边。我们能看见的它们到太阳的距离就叫作“距角”（elongation）。
水星绕着太阳运行的轨道偏心率较大，最大距角平均是25˚，有时会多一点，有时又少一点。金星的最大距角大约是45˚。
这两颗行星中如果有一颗的距角位于太阳东面，那么我们在日落时会看见它在西天；而在太阳西边时，我们会在黎明时东边的天空中见到它。由于这两颗行星与太阳的距离从不会超过上面提到的界限，所以我们也永远无法在黄昏的东边或黎明的西天看到水星和金星。
没有两颗行星的轨道会恰好在同一个平面上，换言之，如果我们沿着一条轨道向水平方向看过去，所有轨道都会向一边或另一边倾斜。天文学家发现，以地球轨道平面，或者说是黄道平面作为水平标准，更便于研究。既然每颗行星的轨道都以太阳为中心，那么也都和地球轨道一样，在同一水平面上有两个相对的点，再准确一点说，这些点就是行星轨道与黄道平面相交的两点，这两点又被称为“交点”。
行星轨道与黄道平面形成的夹角被称为“轨道交角”（inclination of orbit），水星的轨道交角最大，约为7˚；金星的轨道交角约3˚24′。外行星的轨道交角就更小一些了，从天王星的46′到土星的2˚30′不等。
除海王星以外，其他行星之间的距离基本都与提丢斯–波得定律（Titius-Bode law）相符，这个定律是以首先提出这一观点的天文学家的名字来命名的，定律的内容是选取0、3、6、12、24等类似数字，从第二个数字开始，后一个数字是前一个数字的两倍，然后再加4，就得出了行星的大致距离，如下表所示：
表4–1 行星的距离及算法
关于表中的实际距离这一项，我们需要说明，天文学家在表示天体间的距离时，并没有用“千米”这种描述长度的单位，这基于两种原因：首先，千米这个我们常用的计量单位相对行星间的距离而言实在太短了，用它来表示天体间的距离就好像以厘米为单位丈量两座城市间的距离一样；其次，用我们平时使用的长度单位来表示天文学上的距离，会对其精确性产生影响。如果将太阳到地球的距离作为衡量标准，那么就可以很准确地确定行星间的距离。因此要得到天文学中的行星与太阳之间的距离，上述表格中实际距离的数值需要除以10，或者将每一个数值的小数点提前一位。
在上面的表格中，为了不让读者产生困扰，我们没有用不必要的小数。实际上，水星的距离是0.387，其他行星的距离我们就不一一列举了，只将水星的距离算作0.4，再乘以10，以便与提丢斯–波得定律相比较。
除了距离，行星在轨道中的运动也是有一定规律的，这个规律是由开普勒发现的，因此也被称为“开普勒定律”（Kepler's law）。我们在前面提到过，行星轨道是椭圆形的，而太阳位于椭圆的一个焦点上就是开普勒定律的第一条。
开普勒定律的第二条：行星离太阳越近，其运行速度越快。以数学语言更准确地表述，应该是在相同的时间内，行星与太阳的连线所扫过的面积相等。这样，我们很容易就能弄清楚，当行星和太阳之间的距离较近时，为了能在相同的时间内让连线扫过的面积相同，行星就需要运行得更快。
开普勒定律的第三条：行星和太阳之间平均距离的立方与行星公转周期的平方成正比。这条定律需要简单解释一下，假设一颗行星到太阳的距离是另一颗行星的4倍，那么它绕太阳的运行周期将是另一颗行星运行周期的8倍。这个结果的算法是，先求出4的立方为64，再求出64的平方根，就得到8。
天文学家用地球和太阳之间的平均距离作为量度单位来表示太阳系中的距离，因此得出内行星的平均距离是不到1的小数，跟我们前面讲述的一样，而外行星的距离在木星的5.2到海王星的30之间不等。如果我们先求出这些距离的立方数，再求出它们的平方根，就可得到以年为单位的行星的公转周期。借助上面给出的资料，有兴趣的读者可以很方便地算出每颗行星的公转周期。
我们还发现，越靠近外层的行星，它们绕轨道运行的周期就越长，不仅因为其路线更长，还因为本身速度就慢。如果按照我们前面设定的例子，外行星到太阳的距离是原来的4倍，那么它的运行速度将只有原来的一半，运行一圈需要的时间也就是另一颗行星的8倍。我们已知地球绕太阳的公转速度大约是每秒29.8千米，海王星的公转速度是每秒5.6千米，而它的运行轨道长度是地球的30倍。这也是海王星围绕太阳公转一周需要160多年的原因。
需要特别注意的是，开普勒是在第谷留下的资料的基础上，花费了无数精力，凭借观察和无限的想象力才得出了开普勒三定律，并将其发表于他在1619年出版的著作《宇宙和谐论》（ Harmonices Mundi ）中。一个世纪之后，牛顿从另外一条途径得出了这个结论，并借助引力定律的知识，纯粹从数学上得到这三条结论，不过这可能是任何一个高中生都可以做到的事。
接下来，我们将按照行星和太阳之间的距离远近，依次叙述我们所知道的大行星的知识。第一颗就是水星，它不仅是离太阳最近的一颗行星，也是八大行星中最小的一颗；之所以能将它列入大行星的行列中，完全是由于它所处的位置。水星的直径只比月亮的直径大50%，但因为体积与直径的立方成正比，所以水星的体积是月亮的体积的三倍多。
水星的轨道偏心率是大行星中最大的，但在我们后面会讲到的小行星中，有一些小行星在轨道偏心率方面要超过水星。因此它到太阳的距离远近也发生了很大的变化，它的近日点距太阳不到4700万千米，远日点距太阳则超过了6900万千米；它围绕太阳的公转周期不到3个月，准确地说是88天。因此，水星在一年之中会围绕太阳公转四圈有余。
在地球绕太阳一圈的时间中，水星已经围绕太阳公转了四圈多，很明显，水星合日一定会有规律地出现，尽管时间间隔不一定完全相等。为了说明水星视运动的规律，我们假设图4–1中的内圈代表水星轨道，外圈代表地球轨道。当地球在E点，而水星在M点时，水星与太阳下合。3个月之后，水星再次回到M点，但不会出现合日，因为同样的时间中，地球也在其轨道上向前运行。当地球到达F点，而水星到了N点时，会再次与太阳下合。这种从一次下合到另一次下合的周期运动就叫作行星的“会合周”（synodic revolution）。水星的会合周比实际公转周期长约1/3不到，也就是说弧MN略小于圆周的1/3。
图4–2 水星距角示意图
现在假设当地球在E点，水星不在M点而差不多到了最高处的A点上时，如图4–2所示。这时从地球的角度看上去，水星与太阳的视距离最大，如果用专业术语描述，即在“大距”（greatest elongation）上。如果水星在太阳的东边时，就会在太阳之后沉没。我们可以在日落后30分钟至60分钟内，在西边淡薄的云雾中看到水星明亮的身影。在相反方向的C点附近，水星就到了太阳的西面，此时它在日出前升起，闪耀在东边天空的晨曦中。所以，把水星当作黄昏的星辰来看时，东大距（春季）是最好的观测期；当作早晨的星辰来看时，则是西大距（秋季）更利于观测。
如果要观测水星的外观，春季暖和的傍晚或秋天清凉的黎明是最佳时刻。如果水星在太阳东边，通常在下午都可以随时用望远镜进行观测，但由于空气会受到太阳光的干扰，此时的观测效果很难令人满意；而傍晚时分的空气逐渐稳定，更加利于观测。但是在日落之后，大气不断增厚、蔓延，种种对观测不利的因素开始加剧，因此，水星成了所有行星中最难达成如意观测效果的行星，导致观测者对其表面的观测结果也千差万别。
在过去很长的一段时期内，几乎所有观测者都认为水星的自转周期是无法确定的。1889年，斯基亚帕瑞利（Schiaparelli）用精巧的望远镜，在意大利北部美丽的天空中对水星进行了细致的观测，看到的是水星常年毫无变化，他因此得出结论，认为水星永远以同一面对着太阳，正如月亮之于地球一样。洛厄尔（Lowell）通过在亚利桑那州的弗拉格斯塔夫天文台（Flagstaff Observatory）上的观测，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（Doppler Radar）表明，上述观点是错误的，现在我们认为水星在公转周期的同时自转三周。
水星对太阳的位置常有变换，就如同月亮一样，有圆缺的位相变化。我们能看到的是被太阳照耀的那半球，但看不到背向太阳的黑暗面。当水星上合时，也就是太阳在地球与水星之间，明亮的那半球会完全对着我们，水星的表面就好似满月般的圆盘。随着它移向下合，向着我们的暗半球部分会越来越多，明半球的部分则越来越少，但由于它和我们的距离在缩短，反而可以更好地观测。 到了下合时，暗半球则完全对着我们，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。在经过了黑暗的下合期之后，水星经由西大距返回上合的位置，重新成了一轮“满月”。
长期以来，水星上是否存在大气是一个存有争议的问题，多数人持否定意见，因为我们根本就观测不到水星对日光的折射效果。 但现在有研究表明，水星拥有稀薄到几乎可以忽略不计的大气层，由太阳风带来的原子构成。水星上的温度被太阳烤得非常高，导致这些原子迅速地逃逸到太空中。就这样，与地球和金星稳定的大气相比，水星的大气会被频繁地补充和更换。
想象一下，如果内行星和地球在同一平面上围绕太阳公转，那么，每一次下合时，我们都会看到内行星从太阳表面经过。但事情并不像想象中那样简单，任何两颗行星的公转轨道都不在同一平面上。水星轨道是所有大行星中与地球轨道的偏斜度最大的，由此导致当水星下合时，我们常常看到它在南边或北边与太阳擦肩而过，如果这个时候它又正好接近了太阳与水星轨道中的一个交点，我们就可以看到水星如一粒黑点从太阳表面穿过。这种现象就叫作水星凌日（transit of Mercury）。水星凌日现象每3至13年出现一次，因为可以非常准确地测定行星进入和离开太阳圆盘的时间，并可以通过这个时间推导出行星的运动规律，所以这种现象引起了天文学家极大的兴趣。
1631年11月7日，加桑迪（Gassendi）第一次观测到了水星凌日，但由于使用的观测仪器非常简陋，他的观测结果到现在已经不具备科学价值。1677年，哈雷（Halley）在圣赫勒拿岛（St. Helena）上也观测到了水星凌日，这次观测虽然也不理想，但比之前的效果好了许多。此后，对水星凌日的观测就开始有规律地展开。以下是水星凌日的发生时间及在地球上的观测点：
1937年5月11日，水星从太阳南部边缘擦过，可见于欧洲南部以及日出之前的美洲。
1940年11月10日，可见于美国西部。
1953年11月11日，可见于美国全境。
自1677年以来，水星凌日的观测成为最困扰天文学界的问题之一。 人们发现了一个现在被称为水星轨道进动的有趣事实 ，它的轨道位置居然在缓慢地发生着改变。一度有观点认为，这是由于受到其他已知行星的影响，但经过精密的理论计算，这并不是主要原因。水星近日点每100年向前移动的距离，比其本应向前移动的距离远了43角秒之多。这一误差是勒维耶（Le Verrier）在1845年发现的，勒维耶因在海王星被发现之前准确计算出其位置而闻名，他认为在太阳与水星之间还存在一颗行星，他将其命名为火神星（Vulcan）。勒维耶通过计算得出，火神星会很罕见地越过太阳盘面，这时就有希望由它投在日面上的阴影来探测到它。然而，1877年，也就是勒维耶预言的火神星越过日面的时间，他却遗憾辞世。从另一个角度看，这或许又是一种幸运，因为他不用面对自己的失败——那一天，所有的望远镜都对着太阳，但是火神星始终没有出现。1860年，法国的乡间医生勒斯加波（Lescarbault）宣称，他用一架小望远镜观测到了期待中的那颗行星从太阳盘面上经过。而另一位更有经验的天文学家在同一天却只看到一颗平常的黑子，想必就是这颗黑子误导了那位法国的医生天文学家。这场风波之后的很长一段时间，有不少天文学家在好几个地点对太阳进行观测和拍照，却完全没有发现此类天体的存在。
尽管如此，我们还是认为，在上述区域中很可能存在着这类运行的小行星，但由于它们实在太小，所以经过太阳面时没有被捕捉到。如果事实真是这样，它们的光芒将被天光完全遮去，所以平常看不见。但机会还是有的，那就是在日全食期间，天上的光被完全遮蔽以后。于是，观测者常在日全食发生期间寻找它们，并且使用了效果很好的摄影仪。终于，在1901年的日全食时发现了类似的天体，在太阳附近拍摄到了约50颗星，但其中一些很昏暗，只相当于8等星，而且基本都是我们已知的。所以，我们几乎可以确定，在水星轨道圈内，肯定没有比8等星更明亮的星星了。而且，像这样的小行星，除非有几十万颗，否则是不能造成水星偏离轨道的，数量如此庞大的小行星也一定会照得那一片天空比我们见过的都明亮。这一结果可使我们得出结论，水星近日点的移动不可能由水星内的行星造成。要假定这颗内行星存在，除了上述困难外还有一点，如果存在这颗行星，那么它一定会使水星或者金星又或两者交点的位置都发生相似的变动。
各个时期的天文学家都被这个谜团所困扰，直到1916年，爱因斯坦提出了广义相对论。 在牛顿的经典力学中，引力是两个具有质量的物体之间的相互吸引作用。但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。
在对水星轨道进动做进一步介绍之前，让我们先来做一个有趣的实验，看看爱因斯坦的等价性原理。
假设我们现在请到一位具有无畏精神的助手，然后把他关进一个与外界隔绝的小屋子里。为了让他不至于寂寞，我们给他拿一个小球，当他松开手，让球自由下落时，小球相对地面运动的加速度是9.8米/秒 2 ，因为这个加速度是地球引力产生的正常加速度，根据这一点，他会判断自己在地球上。
接着，我们在他熟睡后把他送进一架平稳飞行的飞船，船舱的布置与刚刚那间小屋子完全相同。在他醒来之前，我们将飞船发射出去，并且让飞船以9.8米/秒 2 的加速度往外太空飞去。我们可以想象一下这个人醒来时的情况：他同样松开小球，发现小球相对地板的加速度还是9.8米/秒 2 ，然后他就得到一个错误的结论，以为自己仍然在地球上，而不是在遥远的外太空。
就这样，我们会发现，从某个角度上说，引力和加速度是可以相互替代的，如果我们选择一个合理的参照系，那么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没有关系，而与空间本身有关。空间的不同部分，可能由于一个大质量物体的存在而拥有不同的等效加速度，空间也就不再是牛顿经典体系中那种平坦的样子，而是被弯曲了。
空间在太阳附近的弯曲程度比较明显，水星在这个被太阳巨大引力影响而扭曲的空间中运行时，就不再是沿着严格的椭圆轨道，这就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出的结果，恰好比按牛顿经典力学计算出的结果多了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。
金星是天空中所有类似天体中看起来最明亮的一颗，只略弱于太阳和月亮的光彩。在晴朗而没有月光的夜晚，金星的光芒甚至可以照出影子来。如果观测者掌握了金星的准确出现位置，再加上视力超群，那么，只要太阳不在金星的附近，当金星接近子午圈时，就可以用肉眼在白天观测到。当金星在太阳东边时，我们可以在西天看到它，它的光辉在日落前微弱暗淡，随着日光的减弱，金星的光会逐渐增强，变得明亮起来。当金星在太阳西边时，它会在日出之前升起，我们可以在东天看到它。由于这两种不同的情形，金星又被称为昏星和晨星。在古代，人们将昏星称作长庚星（Hesperus），将晨星称作启明星（Phosphorus）。据说，古人并不知道长庚星和启明星是同一颗星。
通过望远镜观测金星，即使是低倍率望远镜，也可以发现它的圆缺变化，与月亮的位相一样。伽利略第一次用望远镜对金星进行观测时就发现了这一点，由此也坚定了他支持哥白尼日心说正确性的信心。按照当时的惯例，伽利略把他的这一发现以字谜的形式公布于众，谜面是一串字母，英文直译是“爱的母亲正在模仿辛西娅（Cynthia）的面目呢”。
图4–3 金星在轨道各个部分的位相
我们已经在前面讲述过水星的会合运动，金星的会合运动原则上也与水星基本相似，因此不再赘述。图4–3表示的是金星在它的会合轨道不同位置的视大小，可以看出，当金星由上合渐渐到下合时，圆盘在慢慢增大，但我们并不能看到它的全部，它被照亮的表面也慢慢缩小，先是变成半月形，接着变成新月形，越来越细，最后直到下合期。当金星在下合点时，它的黑暗面转向我们，因此我们无法观测到。金星处于下合与大距的正中时是它最亮的时候，此时，如果金星在太阳的东边，它降落的时间会比太阳晚2个小时；如果金星在太阳的西面，则会比太阳早2个小时升起。
从伽利略研究金星开始，金星的自转问题就引起了天文学家和天文学爱好者的兴趣，但由于金星闪耀着很强的亮光，给这一问题的研究带来了很大困难，颇费了一番周折才得出确切答案。通过望远镜很难看到金星表面清晰的痕迹，只能看见表面略有明暗差异的一团亮光。在望远镜中观测金星，它看起来就好似一个磨得很光又略带锈色的金属球一样。尽管这样，仍然有一些观测者认为，他们能够在这样的观测中分出明暗的斑点。早在1667年，卡西尼（Cassini）就根据这些假定的斑点，推测金星绕轴自转一周的时间不到24小时；18世纪中期，意大利学者布朗基尼（Blanchini）针对这个问题，发表了一篇很长的论文进行讨论，这篇论文图文并茂，内容丰富，得出的结论是，金星绕轴自转一周的时间超过了24天。1890年，斯克亚巴列里则得到一个更为不同的结论，提出金星绕轴自转的周期等于它绕着太阳公转的周期，换言之，金星永远以同一面对着太阳，就好比月亮只有一面对着地球一样。斯克亚巴列里每天花费若干小时进行观测，发现金星南半球上的一些微小的点一直没有移动过，他的观测结果否定了金星大约一天自转一周的论点。洛厄尔在亚利桑那州的天文台经过仔细观察后，也认同了斯克亚巴列里的研究，支持他提出的观点。
上述观察者在认真仔细观察金星表面的特征后，关于金星自转周期这个问题，竟然得出了差异如此之大的结论，这只能归结于这些特征实在都太不明显了。幸好我们目前拥有了功能强大的大型望远镜，得以发现事情的真相： 金星自转速度远远慢于地球，一个金星日大约是243个地球日，比金星年还要稍长一些。金星两极并没有如地球两极那样的扁率，地球的高速自转造成了地球的扁率，这从另一个角度也证明了金星的自转速度比地球慢得多。我们还发现了一个新的有趣的现象，相比地球的自转，金星的自转是倒着的，与地球的自转方向相反，从金星的北极看，它是沿着顺时针的方向自转。另外，金星的自转周期和它的轨道周期是同步的，因此，当它与地球的距离缩小到最近时，它朝着地球的一面总是固定不变的。
现在已经非常肯定了，金星外面包裹着一层厚厚的大气，并且这层大气的密度可能比地球大气层的密度还大。1882年，笔者在好望角观察到了金星在太阳表面经过时出现的一个现象，非常有趣。当金星的大部分从太阳表面经过时，它的外部边缘会变得十分明亮。但这种变化并不是如正常折射引起的那样，从弧的中心点开始出现，而是从接近弧的一端的某一点开始。普林斯顿的罗素（Russell）对这种现象这样解释：因为大气中充满了水蒸气，导致我们无法透过大气层直接折射看见太阳光。我们看见的只是大气中被照亮的一层水蒸气或云朵。如果这就是事实，那么天文学家们在地球上是根本无法透过这层云去观察金星的。因此也进一步说明，那些假设的斑点仅仅是暂时的，且一直在变化。
为了解释这个即便是很优秀的观测者都容易受到误导的现象，我们来列举另一种情况，一部分观测者认为，在金星接近下合时，我们在地球上能够看到它的全部表面，这个时候，金星的样子和月亮在新月出现时的样貌相似，即所谓的“旧月包围着新月”。众所周知，我们之所以能够看见月亮的黑暗半球都是由于地球的反光，但金星不可能反射来自地球或者其他天体的足够的光。也有人认为，金星表面可能覆盖有一层磷光，不过这极有可能只是视觉上产生的错觉而已。我们经常会在白天看见这种现象，那时天空很明亮，如磷光之类的任何微光都是无法看见的。不管我们认为这种光亮是如何产生的，它都应该更容易在黄昏之后被看见，而非在白天。事实上，我们在夜晚什么都看不见，这仿佛说明其与客观事实并不相符。
我们可以用一个著名的心理学定律来说明这个现象，即想象中常常容易夹带看见的类似事物，即使这是并不存在的事物。因为我们对月亮的现象太过习惯，所以在观察金星时，看到相似的情况就将假设的情形加在了金星身上。
1927年，当金星位于有利的大距时，罗斯通过威尔逊山天文台的大型望远镜，借助红光和红外光拍摄到了金星的样子。照片中金星的盘面几乎是白色的，通过紫外光拍摄的照片上有着清晰的斑纹，这是我们第一次清楚地看见金星上的斑纹，这些斑纹是大气中的云纹，在太阳光照射到金星表面之前，它们可以将大部分的紫外线反射回去。
在照片中，金星盘面的两极上有着明亮的斑点，这些斑点类似于火星上的极冠（polar caps），尽管短暂很多。在圆面上经过的黑带会让我们联想到木星上的云彩，形状能够快速地发生变化。
金星凌日是一种在天文学中很难见到的现象，平均60年才出现一次。在过去和未来的几百年间形成了一个有规律的循环周期，大约在243年间出现过4次金星凌日。金星凌日出现的间隔时间分别是105.5年、8年、121.5、8年；然后又从105.5年开始依次循环下去。过去6次及未来2次发生金星凌日的时间如下：
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
在过去100年间，人们之所以对金星凌日感兴趣，是因为假设可以凭此找到测量地球和太阳之间距离的方法。这种假设以及这种现象的罕见性，也是对过去4次金星凌日进行大规模观测的原因。1761年和1769年，众多海洋国家都派出观测者前往世界各地，记录金星进入和离开太阳表面的准确时间。1874年和1882年，美国、英国、德国、法国等国家也都组织了大规模的远程观测团，观察金星凌日现象。1874年，美国在北半球设立的观测点包括中国、日本和西伯利亚；南半球则在澳大利亚、新西兰等地。1882年，美国并没有再派出远征的观测团，因为在美国境内就可以很好地观察到金星凌日现象。在南半球的观测点，则设在好望角及另外几个地方。这几次观测对于确定金星未来的运动具有重要意义，但随着研究的进一步发展，出现了其他更可靠的方法，因而这方面观测的价值就大大降低了。
近几年，相比其他行星，各国对火星的兴趣越来越大。 2004年，美国的“勇气号”（Spirit）和“机遇号”（Opportunity）火星车相继到达火星，这是人类航天史上第一次有两辆火星车在火星表面运行；2012年8月6日，美国“好奇号”（Curiosity）火星车登陆火星，主要任务是观察火星上的环境是否适宜生物生存，显示了火星探测技术的发展水平。 火星和地球的相似性以及对于火星上的气候、海洋、河流等的猜测，使我们对火星是否存在生命的可能性产生了浓厚兴趣。接下来，我将努力向大家说明我们对火星实际情况的了解。通过已有的知识判断，火星表面上是没有生命迹象的，至于它的地表和极冠是否存在原始细菌，只有深入研究后才能确定，但我们可以确定地说，火星上没有高级生命存在，这否定了人们曾经的猜测。
我们首先来了解一些火星详细数据吧，这能帮助我们更好地认识这个星球。火星的公转周期是687天，差43天就是两年。假设火星的公转周期恰好就是两年，那么火星公转一圈，地球将公转两圈，火星的冲也将规律地每隔两年出现一次。但火星实际公转得要快一些，所以地球需要用至少1到2个月的时间去追赶它，因此火星的冲发生的间隔时间就会是2年零2个月。多出的这一两个月在经过八次冲之后补足成一年；这样，火星的冲在经过15年或者17年后，将回到最初出现的那一天，同时还原其在轨道中所处的位置。在这段时间内，地球已经绕着太阳公转了15次或者17次，而火星仅仅公转了八九次而已。
火星公转轨道的偏心率较大，冲发生的时间间隔存在约1个月的误差，火星轨道的偏心率在大行星中仅次于水星，为0.093。这个数值接近1/10，因此与水星的平均距离相比，火星在近日点时大约要近1/10，而在远日点时大约要远1/10。火星在冲位时与地球之间的距离也会围绕这个数值发生变化，而在近日点和远日点的冲的区别就更大了。当冲出现时，如果火星在近日点附近，它与地球的距离大约是5600万千米；如果此时火星在远日点附近，那么与地球的距离要超过9600万千米。这种情况导致火星在便于观测的冲位（八九月份）时的亮度，大约是在不利于观测的冲位（二三月份）的亮度的三倍。
当火星靠近近日点时，由于光亮强烈，璀璨夺目又泛出红色的光彩会明显与众不同，让我们很容易就能辨认出。有些奇怪的是，若通过望远镜观察，火星的红光要比肉眼看见的淡一些。
惠更斯（Huygens）在1659年通过望远镜首先观察到火星表面呈现出复杂多样的变化特征，并且绘制了一幅火星表面图，他在图中所描绘的特征至今依然能够明确辨认出来。通过观测火星的这些特征，可以得知火星自转一周的时间是24小时37分钟，比地球自转一周的时间稍长。
火星的自转周期是除了地球外的所有行星中最准确的，300多年以来，火星的自转周期没有发生过变化，我们也就没有理由怀疑它会在将来出现变动。火星的自转周期和地球的自转周期如此接近，仅仅多出了37分钟，从而导致在连续几个夜晚的同一个小时中，火星呈现给地球的几乎是同一面。不过，由于火星的自转周期比地球自转一周的时间稍长，因而每天夜里火星都会比前一晚落后一点点，40天之后，我们就可以把火星展现给地球的各个部分看遍了。
火星表面的所有已知情况都可以体现在火星地图上，包括它表面的明暗区域以及平时能够见到的包裹着两极的白色冠状物。当极点靠近地球也靠近太阳时，白色冠状物会慢慢变小，而极点远离太阳时白色冠状物又会逐渐增大。虽然在地球上无法看见它是如何变大的，但等到它再次出现在视野里时，我们会发现它比原来大了一些， 火星北极冠的直径在1000千米到2000千米之间，厚度在4千米到6千米之间，一直延伸到北纬75˚左右，多种火星探测器传回地球的图片表明，大气中的二氧化碳凝结之后，形成了火星上具有季节性的极冠，而始终存在的极冠是由水滴冷凝而成的，温度是–70℃到–139℃。随着温度的变化，二氧化碳会气化或者凝结，所以极冠的大小一直在变化。随着火星季节的改变，极冠的大小也在发生变化，在火星的冬季凝结在极点周围，在火星的夏季则全部融化或者部分融化。
1877年，斯克亚巴列里宣称在火星上发现了运河，这些所谓的“运河”是火星上纵横参差、从一点经过另一个点的条纹，这些条纹比火星表面略微黑暗一些。人类翻译史上由于翻译失误而引起的误会很多，尤以这一次为最。斯克里亚巴列里把这些条纹称作“canale”，这个单词在意大利语中是“水道”的意思，他之所以这样为它们命名，是因为他当时推测火星表面上的暗区都是海洋，那么这些连接海洋的路线就假定都是有水的，水道由此而生。然而译成英文后的“cancel”是“运河”的意思。这一词义上的小小变动，让所有使用英语的人都以为这些如同人类在地球上开凿的运河一样，是火星居民的功绩。
关于这些水道，一开始天文学权威之间也有争议，原因是这些表面上清晰的条纹在地球上看起来并不是平均一致的，火星上到处都是各种各样的阴影，呈或明或暗的片状，微弱而模糊，从这一块到那一块之间的亮度差异非常小，相互穿插，分不出层次，因此很难说出其准确的形状和轮廓。要分辨出它们已极端困难，加之不同的光照以及地球大气不同的情形，它们的形貌又都在改变。所以，观测者描绘出的水道差异很大，各不相同。在洛厄尔天文台
的观测者所绘的图中，这些运河是数量众多的细黑线，织出了一张包住火星表面大部分的网；而在斯克亚巴列里的图中，它们又是有些暗弱的宽阔带状，既没有洛厄尔天文台画出的图那样繁多，也没有那么高的清晰度。洛厄尔天文台的图中有一点很有趣，水道相交的地方都是用深色的圆点标记的，就像一个个圆形的湖。
火星上最清晰可辨的特征之一是一块又大又黑的近乎圆形的斑点，斑点的周围是白色的，这个大斑点被称为“太阳湖”（solis lacus）。所有观测者对这一特征的意见都是一致的，也基本认同从这个湖中延伸出的暗淡模糊的条纹是水道，但更进一步的探究会发现，观测者们对于水道的数目以及周围的地貌特征有不同的看法。火星上的另一特色是著名的物理学家惠更斯第一个画出的——一块三角形的黑斑“大流沙地带”（Syrtis Major）。
关于火星运河是否存在，人们已早无疑义，它是众多天文学家经过无数次观测，并且成功拍摄得出的。只是大致上，他们所见的比最早的观测者见到的也许更宽阔、更不规则也更不精美一些。我们认为这些“运河”是火星上的自然（非人工）景物，火星上曾发生过洪水，这些河道十分清楚地向我们展示出许多地方都曾遭受侵蚀，火星表面显然曾经存在过水，甚至是大湖和海洋，只是目前看起来它们存在的时间很短，而且估计距今也有大约40亿年了。
火星的表面就因为这样而呈现给我们各种极有趣又多变化的相貌。所有行星中，火星的表面是除了地球之外最适宜用望远镜观测的，它呈现在我们眼前的那一片红色背景，使人联想到荒漠的原野；红色背景上那些大块的蓝绿色——一开始叫作“海”，并一直延续到现在，正如月亮上的海一样，尽管这两种“海”到现在已经没有人认为它们再有水了。连接这些海的是一些较狭窄的暗纹，就是“运河”，这旧有的名字也随着“海”一同延续下来。
早期对火星的观测认为，冰雪覆盖着火星极冠区，但是最近的多数观测结果认为，即使火星有大气层，也比地球大气层稀薄得多，主要由95.3%的二氧化碳加上2.7%的氮气、1.6%的氩气、大约0.15%的微量氧气以及0.03%的水蒸气组成。通过最细致的观测发现，火星大气层中的云基本不会遮蔽上面的景物，水蒸气含量极低。既然大气层中水蒸气凝结才会产生降雪，那么火星的两极区域不可能存在大的降雪量。即使火星极区可能下雪，并且融化掉的雪很少，积雪大概也只有几厘米深。
火星表面的平均大气压强只有大约780克，连地球上的1%都不到，但会随着高度的变化而变化，在盆地的最深处可高达980克，而在奥林匹斯山的顶端却只有180克。尽管如此，它也足以支持掀起偶尔席卷火星数十天之久的飓风和大风暴。火星稀薄的大气层也能制造温室效应，只是这种温室效应仅能将其表面温度提高5℃，这比我们所知道的金星和地球的表面温度低了许多。
1976年，“海盗号”（Viking）探测器接近火星，它的观测让我们发现，覆盖在火星两极的物质主要是干冰，而不是积雪，火星表面存在水的猜想也因此被否定（科学家们现在相信，干冰层的下面可能有冰水层）。那么火星的四季又是如何形成的呢？当火星的半球上，春季渐渐过去时，白色的极冠随之逐渐减缩，这一半球的黑暗地方会更明显，绿色也更重；而当夏季慢慢过去，白色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败并变成褐色。早期有人认为，这种气候的变迁是来自植物：植物在火星的春季开始变得茂盛，而秋季来临时就死去。当然，这种说法现在已被证明是错误的，那究竟是什么原因形成了火星上的气候变迁现象呢？
科学家们开始把研究的重点集中到火星表面的土壤上，火星表层土壤或许由粉红色的类似长石的矿物构成，又或许由一种地球上没有的矿物构成。有人推测，火星表层土壤由一种性质与塑料相似的低价碳氧化合物构成。美国普林斯顿大学的地质学家迪特·哈格雷夫斯认为，火星的表层土壤由绿高岭石构成。千百万年前，火星上的岩浆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，它们随风四散，分布到整个火星表面，从而使火星呈红色的外观。
1877年，霍尔（Hall）在海军天文台（Naval Observatory）发现了火星的两颗卫星。这是两颗异常渺小的卫星，因而在以前的观测中未曾见过它们。也可能是因为没有人会想过有如此微小的卫星，所以也就没有人花费精力利用大型望远镜去细心寻觅。可是一旦找到后，才发现它们并不像想象中那样难找。当然，即便找到它们是容易的事，能否更好地观测它们还是要看火星在轨道中的位置以及相对地球的方位。只有在火星接近冲位的时候，才可以看到这两颗卫星，每次的时间依情形不同，大约有三到四个月，甚至六个月。火星在近日点附近的冲位时，用直径不到30厘米的望远镜就能看见它们；到底可以用多小的望远镜，取决于观测者的技术以及对火星刺眼光线所做的防护程度。一般而言，基本的配置是一架直径30厘米至45厘米的望远镜。观测这两颗卫星的难点在于火星耀眼的光辉，如果这个问题得以解决，那么再小一些的望远镜也能达成观测目的。由于火星的这种光辉，外层的那颗卫星更容易被看见，尽管内层的卫星更明亮。
霍尔把外层的卫星称为“火卫二”（Deimos），内层的卫星则称为“火卫一”（Phobos），它们得名于古希腊神话中战神的两位侍从。火卫一有一个明显的特点，它与火星之间的距离从火星表面算起只有6000千米，是太阳系中所有卫星与其主星的距离中最短的；它绕火星旋转一周只需7小时39分，比火星绕轴自转一周时间的1/3还少。因此，相对火星来说，离火星最近的“月亮”是西升东落。
火卫二的公转周期是30小时18分，这种快速运动导致它在一起一落之间要经过差不多两天的时间。
如前所说，火卫一距离火星表面只有6000千米，如果我们未来的火星移民中有业余天文学家，那火卫一一定是他们最感兴趣的观测对象。
从大小方面来说，这两颗卫星是除了可能还有的部分微弱小行星外，我们在太阳系中看得见的最小的天体。由光度学推测的结果，我们知道火卫二的直径是8千米，火卫一的直径是16千米，我们见到的它们的大小，就好比从纽约用望远镜看波士顿空中悬着的一个苹果一样。
这两颗卫星的最大用处在于协助天文学家研究火星的准确质量，最终证明了其质量只有地球质量的1/9，我们将在后面讲述行星质量的章节中向大家介绍火星质量是如何得出的。
在行星距离都已被准确测定后，太阳系中火星和木星轨道之间存在的所谓的空隙自然就引起了天文学家的注意。当波德发表他的定律时，这个问题备受瞩目。是这空隙真的原本就存在，还是因为填补这空隙的行星渺小到没有引起我们的注意呢？
意大利天文学家朱塞普·皮亚齐（Giuseppe Piazzi）为这个问题找出了答案。皮亚齐是一个热心的天文观测者，他在西西里岛（Sicily）的巴勒莫（Palermo）有一座小天文台，他用望远镜确定了恒星的位置，并为所有他确定的恒星编制了目录。1801年1月1日，皮亚齐开创了天文观测的新纪元，在原来没有发现过任何天体的地方发现了一颗星，这颗星很快就被证明是天文学家一直在寻觅的行星，这颗星被命名为“谷神星”（Ceres）。
这个发现之所以轰动一时，是因为谷神星非常渺小；当知道了它的轨道后，又证实了其偏心率很大。很快又发现了新的天体，在这颗新行星被发现后还未完成一个公转周期时，奥伯斯（Olbers）在相同区域又发现了另一颗运行中的大行星。奥伯斯是不来梅的一位医生，常利用闲暇时间做天文观测及研究。因为相继发现的是两颗小行星而不是巨大的行星，所以奥伯斯提出了他的观点，认为这也许是一颗大行星破碎后的碎片。如果真是这样，那么可能还存在很多类似的行星等着人们去发现。这个猜测的后半部分得到了证实，在接下来的三年中，又发现了两颗这样的小行星，总数达到四颗。
就这样大约过了40年，1845年，德国观测者亨克（Henke）发现了第五颗小行星，第二年发现了第六颗。之后便开始了一系列神奇的发现，每年都会有新的发现，现在发现的小行星已经超过2万颗了。
观测者们寻找小行星的兴致不减，一直延续到1890年。他们专注于这项观测，刻意寻觅和捕捉，如同猎人捕猎一般。也可以这样说，他们会布置陷阱，把黄道附近某一片星空的分布图画出来，把星星的位置记清楚，然后再去守候那些闯入者，一旦有了入网者——即一颗新行星——“猎人”就会将它收入囊中。
1890年，摄影技术成为找到这些小行星更容易也更有效的一种方法。天文学家把望远镜对准天空，开动定时装置，用较长的曝光时间为星星拍照，曝光时间大约是半小时左右。如果是恒星，在底片上呈现的就是小圆点；而假如碰巧行星也在其中，那么就一定会运动，它的影像会是一条短线，而不是圆点。天文学家不用再长时间对着天空进行搜索，只需要拍摄照片，再从照片上一一寻找就好。这样就轻松多了，因为行星有长长的拖尾，立刻就能被认出。海德堡（Heidelberg）的马克斯·沃尔夫（Max Wolf）用这个方法发现了500多颗小行星。
大部分新近发现的小行星都非常暗弱，并且数量的增加似乎也随着暗弱的程度不断增长。按通常的推测，在我们望远镜所及的范围内大约有1万颗小行星。这些小行星实在太小，稍微大一点的小行星也只能在平常望远镜中呈现出星星似的点子，它们的圆面就更不容易被看出了，即使是用上最有力的工具也很难。谷神星算其中最大的小行星，直径有770千米。其他约有12颗小行星直径超过160千米，最小的小行星只能利用光度学粗略推算，直径大概在32千米到48千米的范围内。
有些小行星的运行轨道的偏心率非常大，例如希达尔戈星（Hidalgo），其轨道偏心率是0.65，也就是说，当它处于近日点时，它和太阳的距离要比它到太阳的平均距离近2/3；而在远日点时，它和太阳的距离要比它到太阳的平均距离远2/3，它到太阳的最远距离几乎是土星到太阳的距离。
另一个值得关注、也容易注意到的是，一些小行星的轨道倾斜度非常大，有的倾斜度超过了20˚，例如希达尔戈星，其轨道的倾斜度高达43˚。
之前认为这些小行星是行星爆炸之后产生的碎片的见解，目前已知是不正确的，不再作为参考。小行星的轨道占领着很宽的边界，分布范围广，如果这些小行星以前是一个整体，那么它们不会变成现在的样子。依据现在的哲学理论可知，这些天体从存在之初就是现在我们看到的样子。另外，依据星云假说理论来看，所有行星都是曾经围绕太阳运行的环状星云的组成部分。环中的物质渐渐聚集到环中密度最大的质点周围，从而形成了行星。也许小行星带没有以这样的方式聚集到一起，而是分散成了这些不计其数的碎片。
按照钱柏林（Chamberlin）和莫尔顿（Moulton）提出的星子假说（planetesimal hypothesis）认为，这些小行星由比大行星小一些的行星相互撞击而形成。 “半成品说”理论则认为，大约46亿年前太阳系形成初期，太阳系是由一段星云凝聚而成的天体。凝聚的过程中有一部分形成了大行星，另一部分没能形成，而是分散在火星轨道和木星轨道之间，构成了小行星带。
这些小行星的运行轨道有一个特点，或许通过这个特点，我们可以推测小行星的起源。我已经在前面讲述过，行星的运行轨道是近似于圆形的椭圆，但并不以太阳为中心。想象一下我们从无限高的地方向下看太阳系，设想小行星的轨道如同精细绘制的圆圈，这些圆圈将相互交织在一起，如同一个错综复杂的网络，构成一个宽阔的圆环，这个圆环的外圈直径大约比内圈直径大一倍。
如果这些圆圈能够如金属线圈一般被拿起来，将它们以太阳为中心放置，而不改变其大小，那些大圆圈的直径要比小圆圈的直径长一倍，所以这些圆圈占据的地方会非常宽，就像图4–4中表现出来的那样。令人惊异的是，这些轨道在空间中的分布并不是均匀的，而是有十分明显的分群，虽然图4–4中已经能够看出来，但为了更清楚地表现分群的情况，我们在图4–5中采用了不同的表示方法：每颗行星绕着太阳公转一周都在一定日期内，行星距离太阳越远，公转周期越长。由于轨道的全圆周是129.6万秒（360度），用这个数字除以行星的公转周期，得出的就是该行星平均每天运行的角度。这个角度又叫作这颗行星的“平均运动”（mean motion）。小行星的平均运动在300至1100秒之间，有时甚至会超过1100秒，度数越大，公转周期越短，小行星与太阳之间的距离也就越近。
图4–4 主小行星带（白色部分）
图4–5 小行星带轨道分布
现在我们来画一条水平线，然后标注出平均运动的数值，从300秒一直到1200秒，中间以100秒等分，在两个刻度之间，有多少个行星的平均运动值在这个区间就标出多少个小点。仔细观察图4–5，就能够分出五到六个群，最外层小行星的平均运动值在400秒到460秒之间，距离木星比较近，公转周期差不多需要八年的时间。接下来直到560秒是一道很宽的间隔，在540秒到580秒之间有10颗小星星。从这个点开始，越靠近木星，小行星的数量就越多，但在700秒、750秒以及900秒附近的小行星非常少，甚至完全没有。这就是奇怪的地方：在这些空隙处，小行星运动只与木星运动相关。如果一颗小行星的平均运动是900秒，那么它绕着太阳旋转一周的时间是木星公转一周时间的1/3；如果平均运动是600秒，绕太阳旋转一周的时间是木星公转一周时间的1/2；750秒的话，则是2/5。根据天体力学定律，如果一颗行星的轨道与其他行星存在上述简单关系，那么就会因为两者之间的相互作用而在运行时间上发生巨大的变化。因此，第一个发现并指出这些空隙的柯克伍德（Kirkwood）认为，这些空隙之所以会产生，是因为处于空隙中的行星运行轨道无法保持原样。不过令人诧异的是，通约数是木星的2/3或者相等的地方，不仅不存在空隙，反而有成群的小行星。 其中的原因还没有找到，有人通过统计解释，认为当通约数是1/4、2/7、1/3、2/5、3/7、1/2时，这些地方与小行星的径向分布概率的零点相符。
我们要单独介绍这些小行星中的一颗非常特殊、引起我们特别关注的小行星，1898年之前已经知道的几百颗小行星，都在火星轨道和木星轨道之间的区域运行。但是在1898年的夏天，柏林的维特（Witt）发现了一颗小行星在近日点时竟然进入了火星轨道内部，事实上它已在地球轨道2200万千米以内了。维特将这颗小行星命名为爱神星（Eros），爱神星的轨道偏心率非常大，以至于远日点时它已远远在火星轨道之外。而且这颗小行星的轨道和火星的轨道像锁链一样相互交织，假如用丝线模拟两者的轨道，两根丝线是套接在一起的。
由于爱神星轨道的倾斜，它似乎游离到了黄道的界限之外。当爱神星与地球距离最近时，如1900年，它居然移动到了很远的北方，使得它在北纬中部时一直在地平线之上，而经过子午圈时还在天顶的北边。爱神星这种运动的特殊性，也是它未被很快发现的原因之一。从1900年到1901年的冬天，爱神星距离地球最近，我们曾经仔细地研究这颗小行星，发现它的光度一直在变化。经过观测发现，这种光度变化是有规律的，变化的周期是5小时15分。也有人提出，这颗行星其实由两颗行星组成，两者相互围绕转动；但还有一种说法是，这颗行星表面可分为光明区和黑暗区，它的光度变化是由朝向地球的半球表面上明区和暗区的面积对比造成的。 2000年时，小行星探测器NEAR靠近爱神星附近，在传回地球的照片上，我们找到了答案——爱神星的亮度变化表明它是一个表面凹凸不平的柱体，这个柱体的体积大约是40×14×14=8040立方千米。
有人猜测，爱神星的光亮变化或许是由其自转引起的，也一直有人认为是因为爱神星旁边有另外的小行星，但至今仍没有确切的答案。
从科学的层面来看，爱神星也非常有趣，因为它一次次离地球那样近，能够准确地测量出它到地球的距离，由此还可以测量出它到太阳的距离和整个太阳系的规模。遗憾的是，爱神星每次回到距离地球最近位置的时间间隔太长了。
1900年，爱神星和地球之间的距离大约是4800万千米；1931年1月30日，爱神星和地球的距离仅仅是2600万千米，这已经比其他行星与地球的距离更近了，而它还可以缩短320万千米。
在已经发现的众多小行星中，有1400多颗小行星的轨道可能与地球轨道相交，这些小行星被称为近地小行星。在这些行星中，目前已知直径大于1千米的大约有500多颗，它们中的任何一颗小行星一旦与地球相撞，便会给人类带来毁灭性的灾难。
那么近地小行星撞击地球的概率有多大呢？据说平均几千万年会出现一次造成人类灭绝灾难的撞击；平均几十万年出现一次危及全世界四分之一人口的撞击；平均100年出现一次大爆炸，如1908年发生的通古斯大爆炸，爆炸的威力相当于同时引爆几百颗广岛原子弹。幸运的是月球和木星都在保护着地球，它们的运行阻止了许多小行星靠近地球。
我们需要针对小行星的运行做一些防范工作，比如建立空间监测搜索网，寻找尚未发现的近地小行星，测量小行星的运行轨道等。
1985年，中国科学院国家天文台正式开始实施施密特CCD小行星计划，通过设在河北省兴隆观测基地的60/90厘米的施密特望远镜进行小行星巡天观测；1995年，美国GPL和美国空军联合进行的“近地小行星追踪计划”，运用了美国空军在夏威夷毛伊岛建立的电子光学深空监测站；1996年3月26日，罗马成立了“太空防卫基金会”，这是一个由优秀的天文学家共同组成的组织，他们在近地小行星领域有着杰出的表现。这个基金会在全球范围内建造了望远镜观测系统，系统地搜索和观测近地小行星和彗星。
美国国家航空航天局主要研究小行星的本质，他们投入了大量精力观测小行星是纯铁的多，还是石铁混合在一起的多，然后采取相应的措施，只要发现直径是10千米左右的小天体有可能会与地球相撞，并且运行轨道逐渐降低，就可以采取措施，启动太阳能帆板或者大型火箭发动机，人为改变小行星的运行轨道，让近地小行星沿着其他轨道运行，从而避免撞击地球的情况发生。
木星是太阳系中最大的行星，是除了太阳之外的又一“巨人行星”，它的外形和质量是其他所有行星的合体的三倍多。尽管如此，它还是不能与太阳系的中心天体相提并论，因为即使是木星这样的庞然大物，它的质量也不及太阳质量的千分之一。
木星冲日大约每一年比前一年推迟一个月，也就是每13个月发生一次。由于木星的颜色和光彩，接近冲日时在夜晚很容易就能被辨认出来。这个时候，它是天空中除了金星之外最亮的类似恒星的天体，虽然有时火星也比它亮，但它和火星有明显的区别，不会混淆，因为木星是白色的。即便使用小型望远镜观察木星，甚至是用比较好的普通望远镜观察，都很容易发现它不是一个亮点，而是一颗非常大的星球。我们还发现在圆面上有两道暗弱的带状条纹穿过，这是在 300年前 惠更斯就注意到的东西，并且将它画在了纸上。如果用倍数更高的望远镜观察，将会发现这些带状物是一些云状物，像云彩一样变化多端，每个月，甚至每一夜都有不同的形状。如果坚持每天夜晚都认真观察木星的情况，就会发现木星自转一周的时间大约是9小时55分钟，因此，天文学家可以在一个夜晚观察到木星的整个轮廓。 需要说明的是，我们现在观察到的木星表面的斑纹与20年前观察到的有了一定的区别，因为苏梅克–列维9号（Shoemaker-Levy 9）彗星曾经进入木星的范围中，而且受到木星的吸引，在1994年7月与木星相撞，这一次的重大撞击改变了木星表面原来的样子。
观测者用望远镜观察木星时，木星表现出的两个特点会立刻引起细心的观测者的注意。其中一个特点是，木星圆面的光度并不均匀，中心比较明亮，接近边缘的地方逐渐暗淡。弱边远处的光度并不耀眼，而是扩散开来。在这一点上，木星的情况与火星及月亮呈现出的外观形成了鲜明的对比。圆面边缘处的暗弱通常被认为是受到环绕着行星的大气的影响。
木星的另一个特点是，它并不是规则的圆形，和地球一样，其两极处比较扁平，而且扁平的程度比地球更大。即便是最细心的观测者，如果从另一个行星上观测地球，也几乎无法发现地球与正圆球体的差异。由于目前的自转速度非常快，导致赤道部分凸出来，造成了木星的显著的扁率。
从望远镜中观察，木星的形态和我们在大气中所见的云彩一样变化多端。木星上通常有细长的云层，其形成的原因和我们大气中云层的成因明显一样，是由于空气的流动。这些云中经常可以见到白色的圆点，而云的颜色有时呈淡红色，尤其是赤道附近的云。在赤道南北两边的中纬度区域，云是最暗也最明显的。正是由于这样，这两处的云在小型望远镜中观测时呈现的是两条黑色的带状。
木星的外观在每个方面都几乎与火星或金星有着较大的差别，其中最明显的一点就是木星完全没有恒久不变的特征。火星的地图可以绘制出来，并经过一代又一代的观测验证其准确性。但木星因为没有恒久不变的特征，就不可能绘制出地图之类可参考的东西。
尽管木星表面缺乏稳定性，但还是有一些特征是持续了许多年没有改变的，其中最引人注意的就是于1878年出现于木星南半球中纬度的红色大斑点，天文学家将其命名为“大红斑”。 这个巨大的斑点在鼎盛时期的长度大约为2.5万千米，宽度约为1.2万千米，能够容纳两个地球，很容易就可以被观测到。经过10年后，大红斑开始逐渐消失，有时似乎完全消失了，但一段时间后又重新明亮起来。这种变化始终存在，持续至今，或许还会延续到遥远的未来。有人认为，大红斑出现的地方是一个高压区，那里的云层顶端与周围地区相比要高得多。200多年前，天文学家发现在大红斑的下方还有一块白色的大斑点，到现在仍然能被清晰地观测到。
对于木星的构成，到现在我们还说不清楚，也没有一种假说可以对所有事实进行解释。
木星最主要的特点，也是最能引起我们注意的特色，就在于它的密度很小，木星的直径大约是地球直径的11倍，因此木星的体积大约是地球体积的1300倍以上，但它的质量仅是地球的300多倍。由此可知，木星的密度一定比地球的密度小。事实上，木星的密度也的确只比水的密度大1/3而已。通过简单的计算，我们可以得出木星的表面重力是地球表面重力的二至三倍。在引力的作用下，我们假设木星的内部是高度压缩的，因此它的密度也比较大。假如木星表面与地球表面相似，也是由固体物质或液体物质构成的，那么上述情况将会比较可靠，通过事实推测，木星的外层成分应该是气状物质。
我们不仅可以通过木星变幻莫测的外貌推测出它外面包围着一层大气，还可以根据它的自转规律进行判断。我们发现，木星和太阳有一个共同之处，木星赤道部分的自转周期要短于北纬中部的自转周期，尽管木星绕的圈子更长一些。赤道部分的自转周期要比中纬度地区的自转时间短约5分钟，也就是说，赤道部分自转一周的时间是9小时50分钟，中纬度地区的自转周期则需要9小时55分钟。这表明两部分的速度之差大约是每小时320千米。如果木星表面是由液体物质或固体物质构成，那么绝不会出现这种情况。这个推测已经被“伽利略”号木星探测器（Galileo）证实，伽利略号和苏梅克–列维9号彗星几乎同时接近木星。
木星的主要成分是氢，大约占90%，剩余的10%由氦及少量的甲烷、水、氨等构成，这与原始太阳系星云的主要成分十分相似。“伽利略”号木星探测器只探测到云层下面150千米的地方，因而对木星内部结构的认识非常有限。目前我们推测，木星有一个固体的内核，质量相当于10到15个地球的质量，其密度可能类似于地球或其他固体行星的密度。内核由大部分行星物质聚集而成，以液态金属氢的形式存在。液态金属氢的组成物质是离子化的质子与电子，与太阳的内部结构相似，但温度会低很多。木星内部压强大约是4000亿帕斯卡。
当伽利略第一次把他的小望远镜对准木星时，他欣喜而惊讶地发现，有四颗很小的星星伴随着木星。经过无数个夜晚的仔细观测，他发现这四颗星星都围绕着中心天体公转，就如行星绕着太阳（值得注意的是，太阳中心说理论在当时并未完全被认同）运行一样。伽利略发现的这种与太阳系极其相似的结构，有力地支持了哥白尼的日心说理论。
只要通过普通的天文望远镜，甚至是玩具望远镜就能观测到这些小天体，还有人宣称曾经肉眼就成功地观测到了它们。如果木星不存在的话，那四颗小天体就像其他小行星一样明亮，确实可以通过肉眼观测到，但由于木星的光辉太强了，所以肉眼观测到这四颗木星卫星是十分困难的。
尽管木星的四颗卫星都有名字：Io（木卫一）、Europa（木卫二）、Ganymede（木卫三）和Callisto（木卫四），但我们仍然习惯依照它们与木星的距离远近来称呼它们。与我们所熟悉的月球相比，木卫二要小一些，而木卫一则稍大些。木卫三和木卫四的直径大约是5100千米，比月亮的直径大50%左右。木卫三是太阳系中最大的卫星，比水星还要大。不过，由于它们和太阳的距离大约是月球到太阳的距离的五倍，所以四颗卫星聚集起来照在木星上的亮度还不及月球照到地球上亮度的1/3。与月球总是一个面对着地球一样，木星的四颗卫星也是永远以相同的一面对着木星，换言之，它们的自转周期与公转周期相等。
1892年之前，在人们的认知中，木星只有四颗卫星，直到巴纳德在利克天文台找到了第五颗卫星。与前面四颗相比，这颗卫星与木星的距离更近，也更加暗淡。木卫五绕着木星公转一周的时间不到12小时，这是除了火星内层卫星外已知的最短公转周期，但比木星的自转周期还是要长一点。在原来的四颗卫星中，木卫一与木星间的距离最近，它绕木星公转一周的时间是1天又18.5小时，而最外层的一颗卫星环绕木星一周则差不多需要17天。
木星的第六颗和第七颗卫星是佩林（Perrine）分别于1904年和1905年在利克天文台发现的，它们与木星的平均距离都超过了1100千米，环绕木星公转一周的时间大约是8个多月。紧接着，又发现另外两颗，木星就共有九颗卫星了。1908年，梅洛特（Melotte）在格林尼治天文台发现了木卫八；1914年，尼克尔森（Nicholson）在利克天文台发现了木卫九。这两颗卫星与木星的距离在2400万千米到3200万千米之间，它们绕木星公转的周期都超过了两年。在太阳系中，它们与主星的距离是最远的，并且它们还有一点与太阳系大部分成员的不同之处，就是它们都是自东向西旋转的。
现代天文观测技术的发展，让我们发现了越来越多的木星卫星，截至2018年2月，天文学家们通过各种方式发现了木星的79颗卫星。
木星的卫星中，外层四颗卫星的轨道偏心率都比内层的要大一些。这些卫星都非常小，直径大约只有160千米，甚至还要小很多，因此要用大型望远镜才能观测到。有些人推测，外层卫星与内层卫星的来源是不同的。多数天文学家认为，外层卫星可能是被木星的巨大引力吸引而来的小行星和彗星，类似于苏梅克–列维9号那样的情况。
这四颗明亮的卫星在环绕木星运行时，经常会出现许多很有趣的现象，我们可以通过小型望远镜观测到。这就是卫星的“蚀”和“凌”。当然，与其他不透明体一样，木星也会投下影子。卫星在环绕木星运行经过木星的一边时，一定会从木星形成的阴影中经过（有时候，木卫四和大多数距离远的卫星会是例外）。当一颗卫星进入阴影后会逐渐暗淡，最后完全从视线中消失。
同样的道理，当卫星经过木星正面这一段时会慢慢穿过木星的视圆面。一般的规律是，当一颗卫星刚进入木星的视圆面时，它看起来会比木星更亮，这是由于木星的边缘比较暗。可是当卫星接近视圆面中央时，看起来就没有背景中的木星亮了。当然，出现这一现象并非是由于卫星亮度的变化，仅仅是由于木星的中心区域比边缘更明亮。关于这一点，我们在上文已经提到过了。
卫星的影子也非常有趣，在这种情形下，常常可以在木星上见到卫星投射的影子，看起来就像一个黑点在卫星旁边一道经过。
在天文星历中，木星卫星的各种现象（包括卫星以及它们影子的“凌星”）都有记载，因此观测者可以很清楚地知晓何时能观测到“星食”（stellar eclipse）或“凌星”（transit）。
在最早发现的四颗卫星中，最内层卫星的食不到两天就会发生一次。根据这种现象发生的时间，一个在地球上未知区域内的观测者可借此来判定当地的经度。首先，他需要通过某种简单的天文观测方法，判断自己的手表与当地时间的误差，天文学家和航海家都很熟悉这种方法。然后，他把自己观测到的卫星凌木（或者是食）的准确时刻与天文星历中记载的格林尼治标准时间相比较。按照我们在本书第一章中的“ 时间和经度的关系 ”一章中所讲述的方法，以这一差异为凭据就可以得出当地的经度了。
不过，这种方法的精准度并不高。这种观测方法大约会产生1分钟的误差，或者说在赤道上的误差约为24千米。
木星光环的发现是一个意外，当“旅行者1号”探测器（Voyager 1）在航行了10亿千米之后，两位科学家一再坚持要求顺便观察木星是否有光环存在，于是意外地发现了木星光环。后来，通过地面上的望远镜也观测到了木星的光环。木星的光环很暗淡（反照率为0.05），它由许多颗粒状的岩石材料构成。在大气层和磁场的作用力下，木星光环中存在的粒子很不稳定。如果木星光环想要保持形状，就需要不断地补充粒子。光环内部的两颗小卫星——木卫十六和木卫十七显然是光环原料的最佳补给站。
在所有行星中，土星在大小和质量两方面仅仅居木星之后。土星围绕太阳的公转周期是29.5年。当这颗行星可以被观测到时，观测者很容易就能将它认出来，原因有二， 一是由于它的淡红色光芒，二则是因为它的光是固定的，而不是像周围的恒星一样闪烁。
尽管土星远不如木星明亮，但土星巨大的光环使其成为太阳系中最绚丽的行星。哪怕其他行星也拥有光环，但土星光环的美丽和巨大仍然是天空中独一无二的存在。这也是早期用望远镜进行观测的观测者曾经认为土星的光环是一个谜的原因。伽利略一开始看土星光环时，感觉它们好像是土星的两个把手，但过了一两年后他却渐渐看不到它们了。我们现在知道，之所以会出现这种情形，是因为土星在轨道上运行时，这些光环的侧面恰好对着地球，又因为土星光环很薄，在伽利略使用的不够完备的望远镜中无法看到它。“把手”的突然消失给这位伟大的科学家造成了很大的困惑，据说他很担心自己在这项观测中产生了什么幻觉而一度停止了对土星的观测。后来伽利略年事渐高，就将继续观测的工作交给了其他人。不久，土星的这两个“把手”自然又出现了，可还是无法知晓它们到底是什么。直到40多年后，天文学家兼物理学家惠更斯才把这个谜团解开，他宣布了自己的结论，说明土星四周围绕着一圈很薄的环形平面，与土星本身没有直接接触，并与黄道倾斜。
土星和木星是相邻的两颗行星，因此土星的物理构成与木星有很多相似之处。这两颗行星的密度都很小，而土星的密度甚至比水的密度还小；它们的自转速度都很快，土星自转一周需要的时间大约是10小时14分钟，比木星自转一周的时间略长一点；与木星类似，土星的表面也好像由云状物变换而成，但很暗淡，因此无法看清楚。
我们在前文已经说过的关于木星密度小的原因，同样可以应用在土星上。土星同样也有一个体积较小但质量较大的中心核，周围覆盖着厚厚的大气，而我们看到的仅仅是大气的外层而已。
1666年，巴黎天文台（Paris Observatory）正式建立，这是法国路易十四时期的一个科学部门。天文学家卡西尼就是在这里观测到土星光环的环缝，发现光环实际分为两道，一道在外面，另一道在里面，但都位于同一平面。与此同时，另一位天文学家恩克（Encke）发现，外层光环也存在一道缝。这些环缝以发现者的名字命名，“恩克环缝”（Encke gap）没有“卡西尼环缝”（Cassini division）那么清晰，仅仅是一道暗影而已。
为了清楚表示土星光环的各种变化状态，我们先画一幅光环垂直状态（这在现实中是无法观测到的现象）的图。在图4–6中，我们首先会注意到的是卡西尼环缝，它把光环分为外环和内环，外环较窄。在外环上看到的是模糊的灰白色恩克环缝，它没有卡西尼环缝清晰，也更难看清。内环在内侧边缘渐渐暗淡，内侧灰白色的边界叫作土星暗环。土星暗环是哈佛天文台的邦德首先提出来的，长期以来，这个部分都被认为是独立的一道光环，但认真观测会发现事实并不是这样。这道土星暗环连接着外侧的环，而外侧的环也只是渐渐飘移到这道环上。
图4–6 土星的光环
土星光环与土星的轨道平面倾斜角大约为27˚，但在土星绕着太阳公转的过程中，土星光环与土星在太空中保持着相同的方向。我们用图4–7展示这种情况的效果，图中是土星环绕太阳轨道的透视图。当土星在A点时，光环的北面（上方）被太阳光照射。7年之后，当土星在B点时，土星光环与太阳侧面相对。经过B点以后，光环的南面（下方）被太阳光照射，偏斜角增加至土星到达C点的最大值，大约是27˚。此后，光环相对太阳的偏斜角逐渐缩小。当土星运动到了D点时，光环的边缘再次对着太阳。当土星从D点运动到A点再运动到B点，太阳光就重新回归北方了。
图4–7 土星环绕太阳轨道透视图
与土星比起来，地球和太阳之间的距离就太近了，让我们在地球上观测土星光环时几乎与在太阳上观察的效果相似。我们会在连续15年的时间里一直看到土星光环的北面，其中第7年光环的角度最大。此后年复一年，角度会越来越小，土星光环也逐渐以侧面对着地球，最后成了跨越土星的一道线，或者说土星光环消失不见了。随后，土星光环会再渐渐展开，光环的南面对着地球，再过15年后消失。如此往复，30年为一周期。
当我们对土星光环的形状有了了解之后，就能很容易明白它们留给我们的印象。在我们看来，这些土星光环的角度永远是偏斜的，但偏斜的角度不会超出27˚。对于观测者而言，光环偏斜角越大，越利于清楚和便利地观测，而且也是观察环缝与暗环的最佳时机。土星在土星光环上的暗影是一道深色的缺口，土星光环在土星上的暗影与内环的边相同，是一道穿过土星的暗线。
当我们公认天体运动也遵循在地球上研究所得到的牛顿力学定律时，土星光环又在我们面前摆出了难题：这些光环的位置为什么不会发生变化呢？是什么让土星不向内环移动，从而破坏整个美丽的结构呢？虽然没有找到这两个问题的答案，但观测者经过相应的数据研究已知土星光环一定不是像看起来那样连成一片的。由于土星巨大的吸引力作用，土星光环是没办法连在一起的，而是由微小的物体云集在一起构成的，或许是很小的卫星，或许只是像砾石和灰尘一样的微粒，或许是一片烟雾。这种见解尽管已经得到了认可，但在很长一段时间内却缺乏直接的观测证据。直至基勒（Keeler）通过分光仪观测研究土星，才发现土星光环的光分散成光谱之后，暗光谱线会有一些移动。这表明，土星光环的各部分环绕土星旋转的角速度是不同的，最外侧的角速度旋转得最慢，越往里角速度越快，最里侧的角速度最大，而每个点的速度与该点卫星的运行速度相同。 由此我们可以判定，土星光环是由无数非常小的碎片组成的。但是，对于土星以及其他类木行星的光环的来源，我们还是不清楚。尽管这些行星可能在形成时就有光环，但是光环系统很不稳定，光环在运行过程中可能一直在变化，也可能是比较大的卫星的碎片。
除了拥有光环之外，土星也有众多的卫星（ 截至2019年的统计，已经发现了82颗土星卫星 ）。土星的卫星大小不同，它们与土星的距离也是远近不同的。在这些卫星中，一颗名为泰坦（即土卫六，Titan）的卫星通过小型望远镜就可以被观测到，而最小的卫星则需要用大型的望远镜才能被观测到。
惠更斯在对土星光环的本质进行观测研究时，无意间发现了泰坦。在惠更斯的通信文集公开后，大家还知道了关于这个发现的另一个故事：根据当时的学术习惯，这位天文学家为了确保自己研究发现的优先权，所以把这个发现隐藏在一条由字母组成的谜语里，这条由字母组成的谜语隐晦地告诉读者，土星的伴侣绕着土星旋转一周的时间不会超过15天。惠更斯将这个谜语给英国的著名天文学家沃利斯（Wallis）送了一份。沃利斯在回信给惠根斯时，除了对他表示感谢外，还附赠了一条新的比惠更斯的谜语有更多字母的谜语，告诉惠更斯这是自己想对他说的话。当惠更斯向沃利斯解释了自己的谜语之后，沃利斯也向他说明了回赠谜语的答案，这个答案令惠更斯无比惊讶，因为沃利斯所揭示的正是与他相同的发现，仅仅是用词不同，内容更长些罢了。后来惠更斯才知道，沃利斯很快就明白了他的谜语，之所以自创了一条答案相同的新谜语，只是为了警示他，靠谜语这类文字游戏隐藏结论毫无意义。
需要注意的是，近年来，科学家们对泰坦越来越重视，因为这颗卫星的周围有一个很重要的大气层。在卫星表面，大气压强超过了15万帕斯卡，高出地球压强50%。泰坦的大气层主要由分子氮组成，这一点跟地球的大气层相似，另外还有6%的氩气和一些甲烷。十分有趣的是，大气层组成部分中还有微量的其他有机化合物，如乙烷、氢氰酸、二氧化碳等。土卫六大气层上部被太阳光破坏，看起来就像城市上空的烟雾，只是更厚一些。在许多方面，这跟地球上开始出现生命时的早期条件很像。
1655年，惠更斯在宣布发现土星卫星泰坦之时就高兴地认为太阳系至此完整了。当时发现了七颗大的行星和七颗小的行星，两者的数字神奇般地一致，正符合了欧洲文化中的一种魔数。但是，在随后的30年里，卡西尼就打破了这个神奇的系统，他接连发现了四颗土星的卫星。此后，又经历了100年，伟大的赫歇尔再次发现两颗卫星。1848年，邦德在哈佛天文台发现第八颗；1898年，皮克林（Pickering）发现了第九颗……
下面这张表格是土星九颗卫星的列表，其中包括了它们与土星的距离（以千米为单位）、公转周期以及发现者的姓名：
表4–2 土星的卫星
表中最值得注意的是这些卫星的距离相差非常大，并且较内层四颗卫星的公转周期间存在一种和谐的关系，这是引潮力造成的。内层的五颗卫星仿佛形成了一个集团，这个集团与相邻集团间有一个巨大的空隙，距离超过内层五颗卫星的总宽度；此后才是另外两颗卫星组成的集团——泰坦与海伯利安（土卫七）；接着又是一个比海伯利安到土星的距离还要宽的大间隙；此后是伊阿珀托斯（土卫八），最后才是福柏（土卫九），差不多又远了四倍。
土星卫星的公转周期之间存在着有趣的关系，土卫三的公转周期恰好是土卫一公转周期的两倍，而土卫四的公转周期又大约是土卫二公转周期的两倍，此外，泰坦公转周期的四倍与海伯利安公转周期的三倍几乎相等。
图4–8 土卫六和土卫七的轨道及其关系
最后提到两颗卫星之间的关系缘于二者引力奇特的相互作用，为了表明这一点，我们将它们的轨道图绘制出来。通过图4–8可以看出，靠外的海伯利安的轨道偏心率非常大。假设两颗卫星在某一时刻在一条直线上相合，内侧较大的泰坦位于A点，位于外层的海伯利安在a点上。经过65天后，泰坦环绕土星转了四周，而海伯利安绕着土星转了三周，于是它们再次相合，虽然距离上次相合的地方很近，但没有重合在一起。这个时候，泰坦将到达B点，而海伯利安将到达b点。第三次相合的地方便在直线Bb上，以此类推，相合点会一直向上移动。其实，两次相合之间的差距比我们在图上画出的更小。经过19年的时间，这些相合点会慢慢遍布整个圆周，泰坦和海伯利安再次相合在Aa线上。
这些相合点绕着圆周慢慢移动产生的影响就是海伯利安的轨道，或者更准确地说是其轨道的长轴也随着这些相合点做圆周运动，因此相合永远出现在两个轨道相距最远的地方，图4–8中的虚线说明了海伯利安的轨道在九年内的变化情况。
这种作用在整个太阳系中是独一无二的，不过，对于土卫一与土卫三、土卫二与土卫四来说，应该也存在相似的交互作用。
构成土星光环与卫星的物质之间的相互吸引还有一个更加引人关注的特点，除了最外面的两颗卫星外，这些物体全部都在同一平面内。如果没有阻碍的话，太阳的引力在几千年后会将这些物体的轨道分散到不同的轨道上，却与土星轨道平面仍保持相同的倾斜度。但是由于它们相互间的引力，这些轨道平面都保持在一起，仿佛都紧紧依附着土星一样。另外需要注意的是，最外层卫星绕着土星公转的方向是自东向西转，和木星最外层的两颗卫星相同。
按距离太阳的远近算，天王星在大行星中位列第七。我们通常认为，只有通过望远镜才能观测到天王星，但事实上，一个目光敏锐的人无须借助任何工具就能看见天王星，只要他能够准确地知道天王星在什么地方，以便不被其他恒星混淆和干扰。
1781年，威廉·赫歇尔发现了天王星。一开始，他认为这只是一颗彗星的核，但仔细研究了它的运行轨迹后，他明白事实并非如此，很快他就高兴地确认自己为太阳系添加了一个新成员。威廉·赫歇尔为了感谢他的皇家赞助人英王乔治三世（George Ⅲ），提议把这颗行星命名为Georgian Sidus，英国和天文学界使用这个名字长达70年。但是，欧洲的许多天文学家提出，按惯例以发现者的名字命名更合适，因此又常常将这颗行星称为“赫歇尔”。“天王星”这个名字最开始由波德提出，一直在德国使用，1850年之后为大众认可，成为通用名称。
当观测这颗行星的运行轨道时，人们开始追溯它从前所经过的路程，大家才知道约在100多年前，它就已经被观测并记录下来了，就像前几年一样。在1690至1715年间，英国的弗兰斯蒂德（Flamsteed）在为恒星编制目录表时，曾将天王星视为恒星，并记录了5次。更让人惊奇的是，巴黎天文台的勒莫尼耶（Lemonnier）在1768年12月及1769年1月的两个月中，对它进行了8次记录。不过，勒莫尼耶从来没有注意到自己的这个观测，直到赫歇尔宣布发现了新行星时，他才知道这一项至高荣誉在自己手中握了10年，自己却与之擦身而过。
天王星绕太阳公转一周的时间大约是84年，因此，在一年之内它在天空的位置并没有改变多少。天王星到地球的距离大约是土星到地球距离的两倍。在天文学领域，这个距离是19.2天文单位
，如果转换成我们熟悉的计算长度，则是287,100万千米。因为天王星与地球的距离遥远，所以我们很难准确观测它的表面特征。通过使用大型望远镜观测，我们只能看到它是一个带有淡绿色的灰白圆面。
大多数行星的自转轴几乎与黄道面垂直，但天王星的自转轴却几乎与黄道面平行。与其他气态行星相似，天王星也有光环，这些光环如木星的光环那样暗弱，但又像土星的光环一样，是由约10米直径大小的物质和更加细微的尘土组成的。在所有大行星中，天王星的光环是第二个被发现的，这一发现有着十分重要的意义，它令我们了解了光环是行星的普遍特征，而非土星所特有。
目前，已经发现的围绕天王星旋转的卫星共有 27颗 ，其中比较明显的四颗可以用普通的天文望远镜观测到。按照距离天王星由近到远的次序，这四颗卫星的名字分别是：阿里尔（Ariel）、昂布里特（Umbriel）、提坦亚（Titania）、奥伯伦（Oberon）。这些卫星与天王星的距离，从30.9万千米到94.3万千米不等。
这些卫星都有着特别的历史。除了两颗较明亮的卫星外，赫歇尔在1800年前认为他不止一次瞥见了另外四颗，因此50多年前，人们一度确信天王星有六颗卫星，因为赫歇尔使用的是当时最优质的望远镜。
1845年，英国的拉塞尔（Lassell）着手制造反射望远镜，制造了两架巨大的望远镜，一架口径为61厘米，另一架口径为122厘米。为了能在地中海晴朗的天空下进行观测，拉塞尔把较大的一架运到了马耳他岛（Malta）上。在那里，拉塞尔和他的助手对天王星进行了很仔细的观测，最终判定赫歇尔假定的另外几颗卫星是不存在的。另一方面，他们也观测到了两颗新的卫星，与天王星的距离非常近，这是在以前的观测中未曾发现的。在随后的20年间，即便用当时欧洲最好的望远镜能再找到这两颗新发现的卫星，一些天文学家仍然对2颗卫星的存在表示怀疑。但是1873年冬季，刚刚建成的华盛顿海军天文台用口径66厘米的望远镜再次发现了这两颗卫星，二者的运动轨迹和拉塞尔的观测结果一致。
两颗卫星最引人注目的特点，就是它们的运动轨道几乎与天王星的运行轨道相互垂直。这种情况导致天王星的轨道上有两个相对的点，当天王星在这两个点上时看到的是卫星轨道的侧面。当天王星靠近其中一点时，我们站在地球上可以观测到那些卫星仿佛自南而北又自上而下地在行星两端跳跃，如同钟摆的摆锤一样。接下来，天王星逐渐向前运动，轨道也慢慢随之展开。20年后，我们可以观测到的卫星运动轨道和天王星的运行轨道又是垂直的了。那时候，它们的轨道看起来几乎变成了圆形，随着行星的向前运动，会渐渐收缩成一条直线。
按目前所知的行星离太阳由近到远的顺序，海王星是太阳系中最外面的行星，在天王星之后。海王星与天王星在大小和质量方面都很相似，但海王星距离太阳更远，为30天文单位，远远超过了天王星的19.2天文单位，这也使海王星比天王星更暗弱，更难以被观测到。尽管用肉眼是绝对无法观测到海王星的，但只要观测者能够从天空中密布的众多亮度相似的恒星中分辨出海王星，就可以通过一架中型望远镜观测到它。
观测海王星的圆面，需要用到最好的大型望远镜才能看得更清楚。海王星看起来呈蓝色或者铅灰色，明显有别于天王星的海绿色。因为还不能观测到海王星圆面上有什么东西，所以直接观测也看不出它绕着主轴的自转情况。通过分光仪的观测，海王星自转一周的时间大约是15.8小时。
1846年，海王星的发现是数学界和物理学界举世瞩目的伟大事件之一。海王星对天王星施加的引力向人们证明了它的存在，但当时并没有任何其他证据。这个发现还有一段奇特的历史，我们需要简单叙述一下。
19世纪初期，巴黎著名的数理天文学家布瓦尔（Bouvard）计划绘制木星、土星、天王星（当时以为是最外层的大行星）的运行图。他根据拉普拉斯（Laplacian）的算法得知，这三颗行星由于相互间的引力作用，运行轨道产生了一定的误差。他绘制出来的图与观测到的木星和土星的运动完全符合，但多次努力始终无法与观测到的天王星位置相符。如果他只参考赫歇尔的观测结果，还勉强符合，但却与费兰斯蒂德和勒莫尼耶早前的观测结果完全不符，天王星在这两位学者的时代被认定为恒星。因此布瓦尔摒弃了以前那些观测的旧结果，将轨道按照新的观测做好排列之后，向公众发布了自己绘制的运行图。不过，人们很快就发现天王星开始移动并再次逃离了预测的轨道。因此，天文学家都惊奇地认为这里面必有故事，并开始思索其中的缘由。
这种情况一直延续到1845年，巴黎一位年轻的数理天文学家勒维耶因一个偶发的灵感推测，产生的误差可能是由于天王星受到一颗未知行星的吸引造成的。于是，他开始着手计算影响天王星的这颗未知行星，推测这颗行星会沿什么样的轨道运行，才会导致天王星产生轨道误差。1846年的夏天，他把自己计算得到的结果上交到了法国科学院。
在勒维耶开始他的计算工作之前，英国剑桥大学有一个叫亚当斯（Adams）的学生也产生了类似想法，并且进行了相似的工作。亚当斯将计算结果提交给英国天文学会的时间早于勒维耶，他们都计算出了未知行星所在的位置，因此如果要将这颗行星从众多恒星中分辨出来，只需要在特定的区域寻找新行星就可以了。然而不幸的是，当时天文学会的艾里（Airy）对这件事持怀疑态度，并且认为耗费时间去寻找未知行星，成功的概率太低。等到勒维耶的预测结果出来后，艾里才重新重视这件事情，而这两份报告的计算结果非常相似，这一点得到了广泛关注。
寻找新行星的任务从这个时候已经开始，剑桥大学的查利斯（Challis）对那一区域进行了仔细观测。我需要对此做特别说明，在没有计算机，没有光谱分析仪，没有优良的摄像设备的年代，通过简陋的工具在遍布天空的众多恒星的包围中辨别一颗微小的行星绝非易事，首先要无数次确定尽可能多的星星的位置，然后认真观察，才能确定其中一颗星星的位置是否发生了变化。
查利斯正在进行这项工作时，勒维耶给柏林天文台的伽勒写了一封信，告诉了他自己推测出的未知行星在恒星中的位置。恰好那时候柏林天文学家刚刚绘制出一幅部分天空的星图，这颗行星就在这幅图所描绘的天空中。因此，收到勒维耶的来信后，天文学家开始用望远镜观察星图，想确定通过望远镜是否能够观测到无法直接在星图中看见的天体。让人欣喜的是，天文学家很快就发现了这个天体，将它的位置与周围的恒星进行对比后，发现它在缓慢地移动。不过，伽勒本着严谨的科学态度，想在第二天晚上再次观测以证实自己的发现是否正确。第二天晚上，伽勒发现那颗星星又移动了一些，至此不再有任何疑问。于是，伽勒给勒维耶回信，确认了这颗新行星存在的事实。
这则新闻传到英国后，查利斯对照检查了自己的观测，才发现这颗行星曾经两次出现在他的观测视野中，但遗憾的是，他并没有对自己的观测结果进行对比研究，因而在柏林传出消息后，才知道自己错失良机。勒维耶和亚当斯被天文学术界授予发现海王星的荣誉。
全世界的天文学家都把注意力投入对这颗新发现的行星的观测中。不久之后，威廉·拉塞尔（William Lassell）发现海王星的一颗卫星，卫星的直径大约是2700千米。
这颗卫星与海王星之间的距离大约是35.5万千米，几乎等于月球到地球的距离，但是它绕海王星公转一周的时间仅仅是5天21小时，这表明海王星的质量比地球的质量大17倍。
这颗卫星从东向西转动，运动轨道近似于圆形，与海王星轨道之间的倾斜角是20˚。在约600年内，这颗卫星轨道的倾斜角不会发生变化，但会向着东方移动一周。这种退行是由海王星赤道部分隆起造成的。我们借助退行速度能够计算出海王星赤道部分隆起的大小，但这个量非常小，通过望远镜观测海王星的圆面是无法发现的。
海王星也有光环，但与天王星和木星相似，它的光环非常暗弱。尽管人们还不清楚它的组成结构，但为了便于记忆，人们为海王星的光环进行了命名。最外层的光环叫亚当斯，它由三段明显的圆弧组成，这三段圆弧的名字分别是自由（Liberty）、平等（Equality）和互助（Fraternity），再就是没有名字的包含着伽拉忒亚卫星（即海卫六，Galatea）的圆弧，然后是勒维耶（Leverrier）的圆弧，最后是内层非常暗淡但十分宽阔的伽勒（Galle）。
尽管在数学和物理学的帮助下，天文学家们发现了海王星，但天王星不怎么规律的运动令海王星的引力无法让天王星沿着它现有的轨道运行，受其影响，海王星的运动也没有规律。
虽然通过理论计算出来的轨道与实际观测到的轨道之间存在的差异已经非常小，以致许多天文学家认为不会再存在未知行星。如果真的存在未知行星，那么寻找和观测到它将是一件十分困难的事情。这是因为，一来未知行星的引力造成天王星和海王星的运动误差太小，二来新行星在望远镜中一定是模糊不清、暗淡不明的小天体。
亚利桑那州弗拉格斯塔夫洛厄尔天文台的创建人洛厄尔一直试图找到这个问题的答案，他计算出了可能存在未知行星的运行轨道，然后和天文台的其他天文学家一起，通过望远镜来寻找可能存在的神秘行星。他们使用的是拍照的方法，首先将一片存在位置信息的天空拍摄下来，几天之后，再在同一区域拍摄一些照片，然后与之前拍摄的照片进行认真对比，观察是否存在改变了位置的天体。假如出现了位置发生变化的天体，就说明这是行星而不是恒星，而且极有可能就是正在寻找的未知行星。
遗憾的是，洛厄尔于1916年逝世。虽然对新行星的观测研究还处于未知阶段，但天文学家们始终没有放弃搜索的工作。在此过程中，尽管也曾有过许多次胜利的欢呼，不过都被一次次失望取代，因为观测者在观测中多次误将运行在火星和木星之间的许多小行星看作那颗神秘的行星。观测者们在搜索过程中不止一次发现，拍摄的照片中存在许多移动的天体，但后来都被一一证实是小行星而不是他们想要寻找的行星。直到1930年1月，天文学家再次从拍摄的照片中发现了一颗移动的天体，它的移动速度很慢，据此推测，它到太阳的距离应该比海王星还远。这个在双子座附近出现的神秘天体会不会是天文学家在寻找的行星，又或者是让天文学家白白高兴一场的其他小行星呢？这个问题的答案仍然只能依靠时间来给出。于是，在接下来的一段时间内，许多人开始关注这个远在千万里之外的天体，发现它的运行速度始终没有加快！新行星诞生了！1930年3月11日，克莱德·汤博（Clyde Tombaugh）宣布发现了新行星。
在接下来的工作中，天文学家们开始在以往拍摄到的照片中寻找更多关于新行星的信息。他们找到了许多照片，时间甚至可以追溯到1919年。这些有价值的发现为计算行星的运动轨道提供了有利条件：新行星绕太阳公转一周的时间，大约是249年；它与太阳之间的平均距离是地球到太阳距离的39.6倍。
这颗新行星通常出现在海王星的外面，它们之间的平均距离是14亿千米。不过新行星的运行轨道是一个扁平的椭圆，曲率比其他大行星的都要大，而且与海王星的运行轨道相交。那么，新的问题出现了：这两颗行星会不会撞在一起？通过计算，可以得出新行星的轨道倾斜得非常厉害，尽管有时候它到太阳的距离比海王星还近，但新行星与海王星之间的最小距离是3.66亿千米，所以绝对不会相撞。
新行星被命名为“冥王星”（Pluto），这个名字有两层含义：第一，这个名字前两个字母PL是珀西瓦尔·洛厄尔（Percival Lowell）的姓名缩写，洛厄尔创建了亚利桑那州弗拉格斯塔夫的洛厄尔天文台，而这颗行星就是在那里被发现的；第二，命名的人认为冥王是更外层的黑暗世界的主宰，原来指的是阴曹地府的王，但那里并不一定十分黑暗。或者另外一位天文学家提出命名为“海后星”的建议更加合适，寓意海王的妻子。“冥王”这个名字也许可以留给更加遥远的行星，但命名仅是小事一件，对现实并没有什么改变。
不过，冥王星的整体情况是怎样的呢？在观测中发现，冥王星的大小和质量类似于地球，而不像相邻的那些巨大行星，只有通过大型望远镜才能够观测到它。它是一个黄色球体， 同时也是人类的太空飞行器还没有拜访过的行星（2006年1月19日，美国国家航空航天局的空间探测器“新视野号”发射升空，主要任务是探索冥王星和柯伊伯带，并已经于2015年7月14日飞掠冥王星）。我们现在还不清楚冥王星的表面情况及其大气详情，冥王星的结构可能与海卫一相似，由70%的岩石和30%的冰水混合而成，地表面的光亮部分覆盖着一些固体，带有少量固体甲烷、一氧化碳等物质，大气的主要成分是氮、一氧化碳、甲烷等。 有一点毋庸置疑，那就是冥王星上的温度非常低，生物难以生存。如果我们站在冥王星上，太阳看起来只是一个大光点，光度是满月时的300多倍，显然那里不会是生物快乐繁衍和生活的地方。
现在，我们再来看一下与冥王星相关的最有趣的部分。通过照片发现新行星之后，天文学家开始计算它的运行轨道和体积大小，结果表明，冥王星非常小。那么它的存在是否会如洛厄尔猜想的那样，对天王星的运动造成影响呢？普通人只能猜测，但准确的计算结果会给我们一个明确的答案。这项工作的负责人是耶鲁大学的布朗教授，他是这方面的权威专家，他的研究给出了确定答案。他发现冥王星带给天王星的影响非常小，小到无法通过洛厄尔提出的由它对天王星的影响而推断出它的存在。这样一来，洛厄尔的计算就只有理论意义而没有实际功能了。洛厄尔的最大功劳是用自己的财产创建了一座天文台，这座天文台的贡献是对普通天体进行摄影研究，还为寻找新行星刻意拍摄了许多照片。在洛厄尔逝世之后，天文学家才发现了冥王星。
尽管冥王星的发现过程看起来像是一个传奇故事，但冥王星仅保持了70余年大行星的地位。2006年8月24日，天文学家们在第26届国际天文学联合会上，经过投票推翻了冥王星是大行星的结论。这样一来，太阳系中的九大行星变成了八大行星。不过，即便人们否认了冥王星的大行星地位，它的运行轨道和运行方式却是无法否认的。
测量天上距离的方法，类似于工程师测量难以到达的高度（比如山峰）的方法：选取能够实际测量的A点和B点作为基准，然后去测量无法到达的C点。首先，测量出A点的角度，然后测量出B点的角度，因为三角形的内角和是180˚，所以减去A点和B点的角度之和，得出的就是C点的角度。我们发现，C角是与基线相对应的，正是站在C点的观测者所看见的A、B两点的夹角，这个夹角被称为“视差”（parallax），这就是从A点看C点与从B点看C点在方向上的差距。只要是对初等几何有所了解的人，都知道利用三角形知识很容易计算出C点（我们想要测量的遥远天体）相对A、B两点（地球上两个位置已知的点）的距离。
我们将这种测量方法进行仔细而深入的研究后会发现，对于基线AB而言，随着物体距离的拉大，视角会变得越来越小，到了一定的距离之外，视差将会变得小到难以用肉眼观察。假如需要测量离我们很远的天体，即使将测量基准定义为赤道直径，依然发现BC线和AC线的方向看起来基本相同。通过视差方法测量距离有两点需要注意：第一，基线的长度；第二，测量角度的准确程度。
在所有天体中，月球到地球的距离是最近的，因此视差也最大。如果我们将地球赤道半径作为基线，那么角度差不多是1˚，所以对月球距离的测量会相当准确。在公元二三世纪时，托勒密就已经使用这种方法测量出了基本准确的月球到地球的距离。不过，如果想要测量太阳或者行星的视差，还是需要依靠精密的仪器。
在测量时，我们可以选择地球上的任意两点作为基线的两端，如格林尼治和好望角这两个地方的天文台。正如我们在前文说过的，当金星凌日发生时，地球上各个地方的天文观测机构都发布了金星凌日的出现时间和完成时间相对于它们所在位置的方向，借助这些数据就能够测量出金星或者太阳的准确距离，人们将通过视差测量距离的方法称为“三角测量法”（triangulation）。
为了测量出太阳系的大小，我们只要知道某个时刻任意一颗行星相对于我们的距离。尽管在历代天文学家的共同努力下，人们已经用图画将所有行星的运行轨道和运动状况描绘出来了，这是一幅相当准确的图画，类似于某个国家的地图，但上面缺少比例尺，因此图中两点之间的距离究竟是多少，人们并不知道。除非有了比例尺，天文学家所需要的就是这种能表示太阳系图的比例尺。
地球与太阳之间的平均距离是天文学家首先需要知道的基本单位，当然这段距离的测量方法有好几种，绝对不是只有测量视差这一种方法。在各种方法中，有些测量方法和测量视差方法的精确度相似，而这些测量方法的精确度会更高。
借助于光速是所有的测量方法中最简单的一个。当地球处于公转轨道中的不同位置时，通过观测木星卫星蚀可以得知，光走过与地球和太阳之间的相等距离需要的时间大约是500秒。这种测量的另外一种方法是借助于行星的光行差。简单说就是，因为地球和光线的联合运动而导致的行星方向的细微变化，所以得出光从太阳到达地球需要的时间是498.6秒。大家都知道光的传播速度，光速乘以498.6得出的结果就是地球与太阳的距离。根据最新的数据得知，光的传播速度是299792.458千米/秒，这个数字乘以498.6的结果大约是14950万千米，也就是地球和太阳之间的距离。
太阳系比例尺的第三种测定方法，是借助于太阳施加给月球的引力的量度。这种引力的一个表现是当月球绕着地球公转时，上弦期大概是平均位置后2分钟左右，望月期会慢慢赶上并超过，下弦期在平均位置前2分钟左右，等到朔月期再次落后于平均位置。这样一来，便存在一种荡动与月球绕着地球的运动相协调，而荡动的量与太阳距离成反比关系，因此只要测量出这个量，就可以知道地球与太阳的距离。
第四种测量方法依然要借助引力，只要我们能够确定太阳质量和地球质量之间的关系就可以了。换言之，如果我们能够测量出太阳质量是地球质量的多少倍，就能推算出地球到太阳的距离是多少才能满足地球每年绕着太阳公转一周这个条件。
通过上述各种方法，我们确定了太阳的“地心视差”（geocentric parallax），即通过地球中心和赤道一点看见的太阳中心，在日出时刻和日落时刻的方向变化。结果是8.8秒强。这个视差太小了，甚至肉眼无法直接看出来，但借助望远镜能够观察到。因此从太阳上观察地球，肉眼看见的是一个小光点，但通过望远镜看见的就是一个小圆盘。
当我们确定了太阳视差和赤道部分的地球半径之后，想要计算出太阳的平均距离就是一件十分简单的事情了，这一距离最可靠的数值大约是14960万千米。
如果用长度单位“千米”来表示地球和太阳之间的距离，数值会非常大，当然，这一距离实际上也不小。但如果用光速或者无线电传播速度来表示，就仅仅是8分钟多一点点，而地球和最近的恒星之间的距离要大于4光年。观测者站在最近的恒星上看见的太阳只是一颗星星，即便通过大型望远镜也无法看见地球。就算能够看见，还是要用最好的望远镜才能将太阳和地球分开。在我们看来，它们之间有着遥远的距离，但在恒星上观察，它们之间的夹角不足1角秒。
地球与太阳之间的平均距离就是我们曾提到的“天文单位”（astronomical unit），它就成了太阳系图的比例尺，我们可以以此测量其他行星的距离。此外，它还可以作为测量太阳系之外的恒星与其他天体之间的距离的基线。正是这个原因，天文学家曾经通过各种方法试图将这个距离测量得非常准确。
我们已经对一些行星绕着太阳公转的基本情况有所了解，不过行星运动的基本定律不是遵从轨道运行，它们的运动只是受到了万有引力的影响。根据牛顿的引力定律理论可知：宇宙中的每个质点都会受到其他质点的吸引，它们之间的吸引力和距离的平方是反比关系。 爱因斯坦将这个定理进行了拓展，把质量和能量结合起来，也就是说，能量也有引力效应（通过著名的公式 E=mc 2 ，可以将能量转为质量，然后计算出引力的大小）。 到现在为止，人们加在物质上的任何作用都无法改变物质的引力。两个物体相互吸引的力一样大，无论它们之间存在什么障碍，或者它们之间有着多么遥远的距离，又或者它们的运动速度有多快，它们之间的引力始终是相等的。
行星之间的引力决定着它们的运动，就算只有一颗行星绕着太阳运行，它也会一直转动下去，因为太阳的引力会一直影响着它。通过数学计算可以知道，这颗行星的运行轨道是椭圆形的，太阳位于其中的一个焦点上，这颗行星会始终沿着椭圆轨道运行—— 开普勒在17世纪时首先观察到了这个现象（其实用的是第谷的观测资料），很久之后，牛顿通过自己的万有引力定律证实了这种情况。 同理，根据定律可知，这些行星相互吸引。与太阳强大的引力相比，行星之间的引力太小了，因为太阳系中的行星质量远远小于太阳的质量，这些相互吸引导致行星慢慢偏离原来的椭圆轨道。这颗行星的运行轨道看起来像椭圆形，但不是真正的椭圆形。此外，这颗行星的运动与数学紧密相关。从牛顿时期开始，世界各地著名的数学家就对这个问题倍加关注，每一代都在研究并修补上一代的不足之处。100年之后，拉普拉斯和拉格朗日（Lagrange）进一步解释了行星椭圆轨道的位置变动情况。在几千年或者几万年，甚至是几十万年前就能预测出这些变动情况。因此，我们明白地球绕着太阳运行轨道的偏心率逐渐在缩小，这种变化大约会持续4万年的时间；此后，偏心率会逐渐增大，而在几万年之后会比现在更大。其他行星也有相同的情况，在数万年的时间中，它们的轨道形状也在往复变化。如果不是数理学家们以前的预言被一一证实，读者可能会怀疑千万年后的预言是否正确。这种准确性来源于精确地测量出每颗行星对其他行星的运动造成的影响。在我们预言这些天体的运动之前，假设它们绕着太阳公转的椭圆轨道是固定不变的，就是排除其他行星的引力之后的情况。这样一来，我们的预言会常常出现偏差，偏差程度大约是几分之一度，经过长时间后，偏差可能还会增大。
不过如果加上其他行星的引力，预言的准确性将会变得非常高，即使现在最精密的天文观测，也难以察觉其中的误差。我们在前文讲述的海王星的发现史，就是证明这种预言可靠性的最佳实例。
现在，我想跟读者描述一下数理天文学家们是怎样得出上述结果的。首先，他们需要知道某颗行星对其他行星的吸引力，与该行星的质量是正比的关系。因此，我们可以这样认为，当天文学家们想知道行星的质量时，他们需要称量一下行星。做这件事的原理类似于屠夫使用弹簧秤称量牛腿的原理。屠夫将牛腿提起来时，他会感受到地球对牛腿的拉力；当他把牛腿挂到秤钩上时，这个拉力转移到了称的弹簧上，拉力越大，弹簧的拉伸程度就越大，而标尺上的读数正是这个拉力的大小。大家知道这个拉力只是地球对牛腿的引力，但根据力的定律可知，牛腿对地球的引力等于地球对牛腿的吸引力。因此，屠夫只是去发现牛腿对地球的吸引力有多强，并且将这个吸引力称为牛腿的重量。根据这个原理，天文学家们可以通过一个物体对其他物体的吸引力，确定该物体的重量。
当我们把这个原理引申到天体中时，马上会面临一个难以解决的难题：我们不可能跑到天体上称量它们的重量，那么要怎样才能称量出天体的吸引力呢？在回答这个问题之前，我需要向读者解释物体的“质量”和“重量”的差异。物体的重量会因为所在地方的不同而不同，例如一个物体在纽约称的重量是15千克，但在格陵兰的秤上重量却是15.03千克，而在赤道地区重量又是14.97千克。之所以会出现这样的差异，是因为地球并不是一个球体，而是有一些扁，并且它一直在旋转，因此随着地域的变化，物体重量也会有所不同。如果将地球上重15千克的牛腿带到月球上去，它的重量就仅有2.5千克，因为月球引力比地球引力小得多。不过，无论是在地球上还是在月球上，始终都是同一块肉，它的多少没有发生变化。如果将这个牛腿带到火星上，重量又会发生变化；再到太阳上，又会是另一个重量（大约是400千克）。由于随着称量地方的变化，重量会有所不同，因此天文学家们不会说一颗行星的重量是多少，只会说一颗行星的质量是多少。质量指的是构成行星的“物质的量”，无论在什么地方，质量都不会发生变化。
现在继续讨论行星。我们在前面说过，通过一个天体对另一个天体的引力，能够测量出该天体的质量。有两种方法可以测量出行星之间的引力，其中一种是测量出一颗行星施加在临近行星上的吸引力，即让它偏离独行时原有轨道的引力。测量出误差之后，便可以知道吸引力，然后计算出行星的质量。
需要提醒读者注意的是，在计算过程中，所使用的数学计算非常精确而且十分复杂。对于有卫星的行星来说，可以用更简单的方法得出结果，因为通过卫星的运动能够求出行星的吸引力。通过牛顿第一定律可以得知，在不被任何外力影响的情况下，一个运动物体会始终沿着直线做匀速运动。因此，假如有一个物体正在沿着曲线运动，我们知道一定有其他的力作用在这个物体上，而力的方向与曲线曲向的方向相同。有一个很好的例子——扔石头——可以很好地说明，如果地球没有吸引着石头，石头会始终沿着扔出去的路线运动，直到离开地球。不过，由于地球的吸引力，石头会一边前进，一边向下运动，直到落到地面上。石头扔出去时的速度越大，它走过的路程就越远。再以子弹为例，一颗子弹前半部分的路线类似于直线。我们如果在高山顶上水平地发射一枚炮弹，炮弹的速度是每秒8千米，如果它不被空气的阻力影响，那么走过的路线曲度就与地球表面相吻合。所以，这枚炮弹永远不会落在地面上，而是会绕着地球旋转，就像沿着轨道运行的小卫星一样。如果真是这样，天文学家只需要知道炮弹的速度，便可以计算出地球的吸引力。月球是地球的卫星，它绕着地球的运动如同那枚炮弹。一位在火星上的观测者可以通过测量月球轨道得出地球的吸引力，就像我们通过落在地球上的物体测量地球的吸引力一样 （卫星的运行状况其实与主星的质量有关，但与自身的质量无关。推演过程大致如下：向心力大约等于引力，即 mv 2 =GMm/r 2 ，这里的 M 和 m 分别表示主星的质量和卫星的质量， v 表示卫星绕着轴心的公转速度， r 表示卫星的公转轨道半径，因此， v 2 =GM/r ，与卫星本身的质量 m 无关） 。
于是，对于像火星或木星这样拥有卫星的行星来说，地球上的观测者可以通过行星对卫星的吸引力，计算出该行星的质量。这种计算方法简单易懂，用行星和卫星之间的距离的立方除以卫星公转周期的平方，得出的商和行星的质量具有比例关系。这条规则可以用于绕着地球运行的月球运动和绕着太阳运行的行星运动——实际上，该规则进行拓展之后，甚至可以用于宏观世界中任何以引力导致的圆周运动。我们知道地球与太阳之间的距离大约是1.5亿千米，这个数的立方除以地球公转一周的平均时间365.25日的平方，将会得到一个商。我们将这个商称为太阳商数。如果我们用月球到地球距离的立方，除以月球公转周期的平方，将会得到另一个商，我们将这个商称为地球商数。通过计算得知，太阳商数大约是地球商数的33万倍，我们由此可以得出结论，太阳质量也是地球质量的33万倍，即33万个地球才能抵得上一个太阳。
我所说的算法是为了解释这个原理，但天文学家们的工作绝对没有这么简单。因为地球与月球之间的距离不是恒定不变的，而是会在太阳的引力下不断变化，所以我们一般说的是平均距离。因此天文学家们测量地球引力的方法，是当钟摆的周期是1秒时，测量在不同的纬度上的钟摆长度，然后通过精密的数学方法，计算出与地球有一定距离的小卫星的公转周期，最后得出地球商数。
我们在前文说过，需要借助于卫星求出其他行星的商数。幸运的是，与太阳对月亮的引力相比，其他卫星受到的引力就小多了。根据火星的外层卫星，我们计算出火星商数是太阳商数的1/3085000，因此火星质量也是太阳质量的1/3085000；此外，木星质量是太阳质量的1/1047，土星质量是太阳质量的1/3500，天王星质量是太阳质量的1/22700，海王星质量是太阳质量的1/19400。
万有引力定律是天文学家的工作基础，但这只是他们解决这个问题的基本原则，经过300多年的数学推演，这个定律才变成现在的样子。 与100多年前的科学家相比，现代科学家其实很幸运，因为他们拥有计算机这个强大的计算工具。计算机技术的发展让科学家们的工作越来越方便，他们首先制定一些规则，然后再将使用规则观测到的精密数据输入到计算机中，计算机就会根据预先输入的程序进行计算，大大降低了人工计算量。不过，伟大的发现依然要依靠科学家们的准确预测和辛苦工作。