第三节 行星视运动的观测与记录
观测与记录行星的视运动，应借助于天文年历或星图软件。《天文普及年历》中刊有大行星的动态及每月天象，它给出了行星在一年中处于合、冲、方照、大距等的日期和时刻，不同时期行星运动的天区和星座，行星的天球坐标、亮度，以及行星升、落的时间、地平高度与方位等资料或图像，能帮助我们选择最佳的观测时间和记录重要的天象。
例如，由《天文年历》可知，地内行星金星在1999年的动态为：1月至8月中旬金星为黄昏，8月下旬到年底为晨星。4～5月份，它日落后在西方出现，地平高度在32°以上，亮度为-4.40～-4.1等；6月11日达东大距，日落后闪烁在西北方天空；8月20日为下合，金星淹没在太阳光辉之中；合后金星转到太阳西侧称为晨星；10月31日金星达西大距，最大角距离为46°，地平高度为42°，亮度约为-4.4等，这时，日出前是观测金星的最佳时期。
又如，1999年土星的动态为：合为4月27日，留为8月31日，冲日为11月6日。由此可知，1999年5月下旬至12月均可见到土星，而11月6日前后为最佳观测时间。
根据《天文年历》提供的资料，即可进行观测。可以采用目视观测，也可以使用小型天文望远镜。由于行星相对于星空背景的位置变化并不太快，故只需每隔四五天观测一次即可。每次观测要记录观测时间，行星的赤经、赤纬，并将其位置标记在星图上。坚持数月之后，便可绘出行星的视运动行迹。如果要判断是顺行还是逆行，则须详细绘出行星在天球上位置的逐日变化。
一、水星视运动的观测
1.水星概况
水星是太阳系中最靠近太阳的大行星。距太阳的平均距离约5800万千米。它是太阳系大行星中最小的，直径约4870千米。
水星绕日公转的轨道是一个很扁的椭圆。它的公转周期是大行星中最短的，仅88个地球日。它的平均轨道速度是大行星中最高的，为每秒48千米。水星的自转速度很慢，它自转一周等于地球上59天，而水星上的两次日出要间隔176个地球日。
由于水星离太阳太近，被太阳的强光遮挡，从地球上观测它十分困难。哥白尼临终前曾为一生未看过水星而遗憾。在1974年，美国“水手”10号空间探测器发回大量水星近距离照片以前，人们对水星地貌细节知之甚少。
水星表面宁静平滑很像月球（图5.3.1），遍布为数众多的环形山和小陨石坑。水星上有一个巨大的同心圆构造，直径约1300千米，它位于水星赤道地带，由于特别酷热，被命名为“卡路里盆地”，据说为一个巨型陨星撞击而成。探测到的火星上另一类地貌结构是蜿蜒数百千米的峭壁。这种长而陡的峭壁可能源于地壳的压缩。科学家设想，水星的内核曾是熔铁，后因冷却而收缩了几千米。水星地壳的下沉致使形成峭壁式的大尺度褶皱。水星在亿万年前可能发生过火山活动，星面上现在可见几处貌似火山熔岩形成的平面状地区。
水星表面有100多个呈放射条纹状的坑穴，根据在水星附近发现的磁场，可以认为水星也和地球一样，有一个巨大的铁质内核。这一内核的存在，足以说明水星的高平均密度。尽管水星比地球小得多，其平均密度却与地球相近。地球为5.5克/厘米3，水星为5.44克/厘米3。水星的中心可能是一个与月球大小相近的铁镍组成的核心，也有一个磁场，但其强度只是地球的百分之一。
图5.3.1 水星光滑平坦的表面
水星没有卫星。
水星只有极稀薄的大气，水星表面引力只是地球的2/5。在这样的条件下，气体分子的平均运动速度非常快，水星不足以保持住大量的空气，即使在水星形成初期曾经有过稠密的大气和水，也早已逃逸到太空中去了。因此水星的大气非常稀薄，主要由一薄层氢、氦、钠、钾、氧组成。由于缺少大气的调节，加之距太阳太近，在太阳炽热的烘烤下，其向阳面的温度最高时可达673℃，但它背面的夜间温度却为-160℃，昼夜温差是太阳系行星表面温差最大的。1974年3月29日，“水手”10号在日心椭圆轨道上和水星两次相遇。在飞经水星表面431千米时，拍摄了第一批水星照片。从这些照片上分析发现，水星上没有一滴水，枉称了多少世纪的“水星”之名。不过，1992年初，美国科学家通过射电望远镜对“水手”10号未拍摄的水星北极部分进行观测，发现水星有与火星极冠很相似的光斑，这种白色光斑说明水星极地可能存在着冰。当然，这个说法还有待证实。
水星围绕太阳公转，从地球上可以看到它常常穿过太阳表面，那时我们会在太阳圆面上看到一个小黑圆点穿过，这种现象称为水星凌日（图5.3.2）。水星凌日的条件和发生日食的条件相似，每世纪平均发生13次。观测水星凌日现象能更精确地测定水星的轨道。
图5.3.2 水星凌日，箭头所指为水星，其他黑斑是太阳黑子
2.水星的最佳观测时间
水星最佳观测时间是在大距时间。东大距（太阳的东边）时，太阳西落时西边天空可看到；西大距（太阳的西边）时，太阳东升前东方的天空可看到。
表5.3.1给出了2008—2010年期间水星大距的日期。水星细小的圆面是难以看到的，因为水星仅在地平线附近时可被看到，而地平线附近地球大气层的气流涌动是很剧烈的。观测水星极易与恒星相混淆。所以，最好你要预先熟记下水星所出现的星座中-0.5～0.5等的星的位置，以免互相混淆，表中所标示的日期之前或之后一周都可以看到水星。只有在黎明或黄昏时才有可能看出它的圆盘形状。
表5.3.1 2008—2010年水星大距的日期
3.观测水星
每年都有6次观测水星的好机会，其中3次水星位于太阳的东边，3次位于太阳的西边。所有这些机会，要么在黎明前，要么在黄昏时，在接近地平线之上朦朦胧胧的天空中才能找到水星（图5.3.3）。当水星位于太阳的西边，它出现在日出前；当水星位于太阳的东边，日落后约1小时可看到它。两种情况都可以连续观测两个星期，随后水星再次从视线中消失，隐藏在太阳的光芒之中。间隔数年，会出现一次水星凌日现象，这是观测者难得一遇的观测水星的好机会。
图5.3.3 夜幕降临之前的水星
图5.3.4 用肉眼观测到的水星，水星总是出现在地平线上空附近，它闪烁不定是由于地面大气湍流的缘故
图5.3.5 用双筒望远镜观测到的水星（观测水星，双筒镜用处不是很大，不过可帮助你找到水星。但要注意应该在太阳落下地平线后观测，这时可以用双筒镜上下扫描来寻找水星）
图5.3.6 用望远镜观测到的水星（用较大的望远镜可看出它的形状，位相也能区分出来）
图5.3.7 用CCD拍摄的水星（水星的位相变比较明显，但表面特征仍难以看清。水星似“满月”的位相是不可能看到的，原因是这时的水星是在远离地球的太阳的另一边的轨道上）
二、金星视运动的观测
1.金星概况
图5.3.8 金星凌日（图中黑点为金星）
金星在距离太阳1.075亿千米的平均距离处，沿近圆轨道绕日公转。从随着金星一起绕日运行的地球上看，金星也呈现出和月球类似的相位变化。金星以225个地球日公转一周，但经历一个相位周则需时584日。金星的自转周期比公转周期还长，这在八大行星中是唯一的。金星的“一天”比“一年”还长。在下合（即金星位于地球和太阳之间）时，它离地球比其他大行星都近，在4200万千米以内。有时金星下合时会从太阳的圆面上经过，这种现象称为金星凌日。金星凌日是一种比较罕见的天文现象（图5.3.8），曾被用来测定天文单位的准确值。
从大小和质量来看，金星和地球差不多。金星的直径只比地球小653千米，为12103千米；金星的质量约是地球的81％。然而，在其他方面，金星与地球却很少有相似之处了。金星完全被一层厚云包围，云中主要含有浓硫酸微滴。主云层从表面之上约45千米一直延伸到70千米左右的空间。薄雾从厚云的最低层往下延伸几千米，并从最高层向上漫延约20千米。用紫外光观察，某些云顶区域呈现暗色，可能是由于二氧化硫、氯化硫、氯或固态硫的存在所致。
金星的表面因有浓密的大气保护，相对说来，地势比较平坦，不像月球、水星、火星那样有众多的环形山。金星上也有一些山或山脉，其中有的火山直径可达数百千米，但一般都不太高。它的赤道区有一些像火山口那样的大而浅的圆形圈，还有一条自南向北穿过赤道的长达1200千米的大裂谷。金星大部分表面上有一层覆盖物，其厚度一般不超过1米。在这层覆盖物下面主要是玄武岩、火成岩等岩石。金星的表面温度很高，不存在任何液态水，加上极高的大气压力和严重缺氧等严酷的自然条件，当然不可能有任何类似地球上的动植物存在（图5.3.9）。
图5.3.9 金星的表面
关于金星的内部结构，还没有直接的资料，从理论推算得出，金星的内部结构和地球相似，有一个半径约3100千米的铁—镍核，中间一层是主要由硅、氧、铁、镁等化合物组成的“幔”，而外面一层是主要由硅化合物组成的很薄的“壳”。
金星大气的成分和地球大气的成分完全不同。空间探测器的测量表明二氧化碳占组成物质的96％以上，致使金星大气具有极大的密度；氮占3.5％；还有微量的氩、水蒸气、一氧化碳、氦和一氧化硫。浓密的大气和厚的云盖，有力地抓住射入的太阳能，使金星的表面温度高达460℃左右，成为太阳系中所有行星上温度最高的一个。在离金星表面30～40千米处，密布着厚达25千米的浓云，它可以反射掉75％左右的入射太阳光。浓云是由微米量级大小的浓硫酸雾组成的，在云层外面则基本上是原子氧。金星大气的二氧化碳产生非常强烈的温室效应，使金星表面温度高达465℃～485℃，而且基本上没有地区、季节、昼夜的区别。金星探测器测知，北极区的温度反比阳光照射的赤道地区高10℃左右。随着高度的增加，大气中的温度下降，到大气层顶温度为-55℃。接近金星表面的低层大气一般比较宁静，风速仅2米/秒左右，但是，在大气层顶却存在着与自转方向相同的、速度高达320千米/小时的大环流。
金星和其他大行星不同，它从东到西逆向自转，缓慢地每243日绕轴自转一周。金星自转轴相对它绕日公转的轨道平面的倾角仅为3°。这些事实表明，其季节变化必然很不明显。太阳供热以及金星的缓慢自转导致产生一个大气环流，其中由于受热，空气在赤道带上升，缓慢地移向高纬度地带，再到达两极地区，随后，空气变冷而下沉，然后沿地表返回赤道带。这样一个简单的样式，若在快速旋转地球上，则会是完全不稳定的。金星上也有明显可见的不稳定性，它表现为强烈的波动样式，并改变上述简单的状况。大气的转速也随着从表面到上层大气的高度面增大。这样一来，观测到的云层面积在4个地球日内，绕金星赤道运行一周。
金星表面的大气压约为地球的90倍，而且有非常频繁的放电现象。金星探测器就曾记录到一次持续15分钟的大闪电。稠密的金星大气还造成了一种奇特的光学现象，即大气折射能使接近地平线的太阳光弯曲达180°，因此，在金星上，即使背朝太阳也可欣赏“日落东山”的奇景。
金星基本上没有磁场（强度不到地磁场的万分之一），也未发现有辐射带。太阳风、紫外线和X射线均可穿入大气深处，使部分大气电离，造成一个很薄的金星电离层，它离金星表面很近。在夜间电离层的电子密度很小。
1961年以来，前苏联和美国先后发射了14个行星际探测器飞向金星。最早是前苏联在1961年2月发射“金星”1号。美国在1962年8月27日发射的“水手”2号（图5.3.10）于同年12月24日到达金星附近，与金星最近距离为34833千米。前苏联在1967年6月发射的“金星”4号的飞行舱于同年10月18日首次进入金星大气，撞在金星的表面上。1975年6月，前苏联发射的“金星”9号和“金星”10号，分别于同年10月22日和25日到达金星，并在金星表面上实现了软着陆，获得了第一批金星全景遥测照片。1978年，美国发射了“先驱者——金星”1号和“先驱者——金星”2号，前苏联发射了“金星”11号和“金星”12号。这四个行星际探测器都在1978年12月到达金星附近，共发出7个着陆舱降落到金星表面进行综合科学考察，大大增加了人们对金星的认识。
图5.3.10 美国发射的“水手”2号金星探测器
前苏联的“金星”号探测器在20世纪70年代和80年代取得了金星表面外貌和组成的详细信息。照片揭示，金星平原上遍布扁平的岩石，以及颜色较暗的细颗粒状土壤。“金星”13号和“金星”14号探测器所测定的表面成分近似于地球上的玄武岩。
在“金星”号以及美国的“先锋”号、“麦哲伦”号的任务中，用雷达绘制的金星地貌图显示出复杂的地质结构和多变的地形地貌特征。表面的大部分是绵延起伏的平原，另有几处低洼地带和两处大陆规模的高原。在伊希塔尔大陆的东部有一串巨大的高山称为麦克斯韦山脉，比金星表面的平均高度高出1万米以上。其他的地貌有陨石撞击的环形山、大裂谷、断层、裂缝、火山等。其中许多地形结构均与火山活动有关。总的来看，金星地貌不像是那种使地球大部分表面成形的地壳板块构造的活动。证据表明，金星和地球一样，现正是一个地质流动体（图5.3.11）。
图5.3.11 金星火山喷发，流动的熔岩
2.金星的最佳观测时间
金星与水星一样，不会远离太阳。但金星又与水星不同，金星可以在天大黑以后看到，因为金星比水星离太阳更远一些。我们可以在早晨或晚上看到闪闪发光的金星。金星最大的星等达到-4.7等，不过它的亮度和视圆面的大小一样会发生变化。当金星靠近地球时，其视圆面增大。金星也有位相循环的过程，实际上，金星在其轨道上运行时，当它接近地球运动时我们能看到的部分更小，而当它离开地球运动时我们能看到的部分更大。
金星最佳观测时间是金星与太阳成东大距或西大距的时间（见表5.3.2）。当它在东大距时，晚上可见；当它在西大距时，黎明可见。
表5.3.2 2007—2017年金星大距时间表
3.观测金星
夜空中的金星很像一颗亮恒星，由于它光芒四射，肉眼很容易发现它，也是因为它过于耀眼会使我们看花了眼。当太阳下山后，金星就会出现在黄昏的天空中，它像一颗明亮的恒星，光彩夺目，只是与月球相比较还稍显逊色。不久之后，它也要落下地平线（图5.3.12）。我们在黄昏时看到的金星，它朝西的一边被阳光照亮。而当它升起在黎明的天空中时，它朝东的一边被阳光照亮。
图5.3.12 夜空中的金星和月亮
用双筒望远镜观测金星时，它的位相就很明显，金星的位相是随着阳光照耀部分的增减而循环变化的，同时它的大小也在变化。用望远镜观测金星，它的圆面显得大一些，它的位相也略微清晰一些，但观测效果与双筒镜观测比较并没有多大改善（图5.3.13）。
图5.3.13 用双筒镜观测的效果与用望远镜观测的效果对比
在CCD所成的图像中，金星的位相变得很明显，黄白色的圆面也呈现出来。上层大气层中暗淡的条纹也可以看出来（图5.3.14）。
图5.3.14 在CCD中呈像的金星
三、火星视运动的观测
1.火星概况
火星是太阳系八大行星之一，按离太阳由近到远的顺序，火星排在地球的后面，列为第四。它的平均直径为6790千米，约为地球直径的一半。它的密度也比地球小，为3.933克/厘米3（地球为5.52克/厘米3）。火星与太阳的平均距离为22800万千米，环绕太阳一圈约相当于地球上的687天。火星上的一天相当于地球上的24小时37分22.6秒，比地球的一天稍长一点儿。火星有两个小卫星：火卫一（图5.3.15）和火卫二。火星的自转轴同地球一样，也是倾斜的，同时因为它也具有大气，所以也和地球一样有四季节变化。
图5.3.15 外形不规则、布满陨石坑的火卫一
火星表面的平均大气温度为-23℃。火星没有可检测出的磁场，连同它密度小的情况，可以认定它没有大型的金属内核。火星有稀薄的大气，其表面的大气压为7.5毫巴，相当于地球上30～40千米高度处的大气压。火星大气的主要成分（约95％）是二氧化碳，有约3％的氮，1％～2％的氩，合起来约为0.1％的一氧化碳和氧，还有极少量的臭氧和氢，水汽的数量很少，随季节和位置而变化，平均约为大气总量的0.01％。如果火星大气中的水全部凝聚，也只能形成0.01％毫米厚的水膜覆盖整个火星表面。和地球上相似，火星大气中也飘浮着云，但和地球上不同的是，火星大气中云的主要成分是二氧化碳和水。火星极区的冬季，大气温度低于二氧化碳的凝固点，因而形成覆盖极区的浓雾状的干冰云。经测定，极区的云中也有冰的成分。中纬度地区的冬季，温度也在冰点以下，水汽凝结，形成冰云。
由于火星轨道的偏心率较大，火星的近日距和远日距相差4200万千米。这就造成了火星同地球的距离有较大变化。火星与地球的距离同发生冲日的月份有关。最小距离是在8月底，在这前后发生的冲叫做近日点冲或大冲，此时火星同地球的距离只有5600万千米左右。火星在轨道上运行一圈约687天，地球平均要经过780天（最少764天，最多806天左右）才与火星相冲一次。这样，相冲的点约16年在轨道上转一圈。这就是说，火星大冲大约每15年或17年发生一次。上一次火星大冲发生在1986年7月10日。
火星的地貌：在望远镜中，火星呈现为一个明亮而模糊的微红色圆面。最引人注目的是，覆盖在两极地区的白色极冠（图5.3.16），其大小随火星季节而变化。在较大的望远镜中，还可以观测到线度至少几百千米的明亮或黑暗区域：明亮而呈橘黄色的区域称为“大陆”，几乎占火星总面积的5/6；黑暗区域称为“海洋”，其颜色常随季节变化。
图5.3.16 火星的极地冰盖
火星南北半球之间有着令人惊异的不同。就火星的地质史来说，南半部比较古老，表面崎岖而密布环形山。这些环形山估计多半是在火星历史的早期（可能是最初的10亿年）形成的；北半部则以大的火山熔岩平原为特征，这些熔岩平原很像月球上的“海”，其中还有一些死火山。北半部地势普遍比南半部低，环形山也比南半部少得多。火星表面的高低差别一般在5～10千米。火星的沙漠部分被红色的硅酸盐、赤铁矿等铁的氧化物以及其他金属的化合物所覆盖，因而显出明亮的橙红色。这些覆盖物均为较年轻的物质，可能源于火山或风化。
火星表面的地理特征（图5.3.17），主要有：环形山和火山。和月面相比，火星上环形山的数量要少得多，环形山边缘坡度平缓（坡度都小于10°），不像月面环形山能投射出尖尖的影子，这表明环形山曾受到严重的侵蚀。环形山可以分为两种：火山成因的环形山和陨石撞击而成的环形山。以地球表面的标准来看，火星表面的许多表面结构都算是巨型的。如火星上巨大的盾形火山比地球上的大得多。地球上夏威夷的冒纳罗亚和莫纳克亚两座火山加在一起直径约200千米，高出洋底9千米，而火星上最大的奥林匹斯火山（图5.3.18）直径约为550千米，高出周围地面27千米之多。
图5.3.17 火星表面的地理特征
（1.奥林匹斯山；2.塔西斯高地；3.水手谷；4.海纳斯盆地）
图5.3.18 奥林匹斯火山
还有类似这样的大型火山，位于长达2000千米的塔西斯高地，这一地区比周围的北半球平原高出10千米。火星的盾形火山在形状和结构上酷似夏威夷的盾形火山。这些破火山口一度曾是熔岩的出口。熔岩沿着火山侧面流下，形成从中心向四面延伸的呈辐射状的地形。许多直径100千米左右的处于不同保存状态的火山，它们分散在火星表面，大部分在北半球。至于由陨石撞击形
千米成的环形山，最大的是海纳斯盆地，宽达1600千米，深至少4千米。南半球有些地区环形山密度同月球上明亮的高地环形山区差不多，推测它们形成的年代也差不多，为40亿～45亿年。这些地区仍保留着古老的地表。北半球的大多数地区由于熔岩流的不断覆盖，古老的地表已不复存在。平原上的少数环形山是平原形成以后受陨石撞击的记录。
火星表面上最引人注目的特征是位于赤道地区的巨大的峡谷。最大的一个是位于赤道以南的水手谷（图5.3.19），它实际上是一系列峡谷，在赤道地区延伸4000多千米，比周围地面低6千米。峡谷壁通常十分陡峭，有明显的边界，并显示出陷落和山崩活动的迹象。一些错综复杂的较小的峡谷可能是地下冰融解和蒸发期间形成的，也可能是由风或水的侵蚀造成。较大峡谷的成因至今还不知道。
图5.3.19 火星——水手谷
图5.3.20 火星上的河床
现在的火星是一个荒凉的世界，表面不存在液态水，但在火星表面有一些宽阔而弯曲的河床（图5.3.20）。这些河床与轰动一时的“运河”完全是两回事。这些干涸的河床，最长的约1500千米，宽达60千米或更多。主要的大河床分布在赤道地区。卫星图片显示，大河床和它的支流系统结合，形成脉络分明的水道系统。同时具有呈泪滴状的岛、沙洲和辫形花纹。支流几乎全都朝着下坡方向流去。这些河床同地球和月球上的熔岩河床不同，肯定是由比熔岩流更少黏滞性的液体造成的。这种液体估计就是水。今天的火星表面温度很低，大部分水作为地下冰保存下来，还有一部分被禁锢在永久的极冠之中。极稀薄的大气，使得冰在温度足够高时只能直接升华为水汽。自由流动的水看来是无法存在的。有人认为，在火星历史的早期，频繁的火山活动排出大量氨和甲烷等火山气体，这种浓厚的原始大气会产生很强的温室效应，从而使火星表面温暖起来，造成有水在河里流动的条件。后来火山活动减少，火山气体逐渐分解，其中的轻元素原子逃逸到星际空间，重元素原子同其他成分结合，火星大气变得稀薄、干燥、寒冷，火星表面就成为现在所看到的样子。也有人认为，在火星历史的早期，自转轴的倾斜度比现在更大，因而两极的极冠融化，大量二氧化碳进入大气，大量的水蒸发并凝成雨滴在赤道地区落下，形成河流。至于有些大的河床，估计是火山活动和地热融化了地下冰，出现大量的水冲刷火星表面而形成的。除此以外，还有许多明显为水冲刷的沟壑似乎也证明火星至少以前有过水。
火星表面的平均温度比地球低30℃以上。火星稀薄而干燥的大气使它表面的昼夜温差常常超过100℃，远大于地球上昼夜温差的幅度。火星的赤道附近，最高温度可达20℃左右（约在午后一小时）。到了夜间，由于火星大气保暖作用很差，表面温度很快下降，最低温度（在黎明前）在-80℃以下。火星两极地区温度更低，在漫长的极夜最低温度能降到-139℃。
在一些大的盾形火山附近，常常能观测到延伸几百千米的云。估计这是由于火星大气中的气流遇到高耸的环形山地形时被搅乱、上升，在膨胀时变冷所形成的凝固云（图5.3.21）。
图5.3.21 火星上的凝固云
这种云多出现在大气中水蒸气增多的夏季。
尘暴是火星大气中独有的现象，其形状就像一种黄色的“云”（图5.3.22）。它是由火星低层大气中卷着尘粒的风构成的。大的尘暴在地面上用较大的望远镜就能观测到。局部的尘暴在火星上经常出现。因为火星大气密度不到地球的1％，风速必须大于每秒40～50米才能使表面上的尘粒移动，但一经吹动之后，即使风速较小，也能将尘粒带到高空。典型的尘暴中绝大部分尘粒估计直径约为10微米。最小的尘粒会被风带到50千米高空。大的尘暴多半发生在南半球的春末，当火星靠近近日点的时候。尘暴的发源地处在太阳直射的纬度线上，经常发生在海纳斯盆地以西几百千米的诺阿奇斯地区。中心尘云在最初几天慢慢扩展，然后很快蔓延开来，几星期内就完全覆盖南半球。特别大的尘暴还能扩展到北半球，进而掩盖整个行星。尘暴的起因看来与太阳的加热作用有关。火星过近日点时，太阳的加热作用大，引起大气温度的不稳定，从而产生最初扬起灰尘的扰动。然而，一旦尘粒到了空中，吸收了更多的太阳能，这种充满尘粒的空气就会比周围大气更热，因而急速上升。别处的空气又扑去填补它原来的位置，造成更强的地面风，形成更大的尘暴。
图5.3.22 火星上的尘暴
尘暴范围和强度越来越大。当尘暴最终分布到整个火星范围时，火星上温差减小，风逐渐平息，尘粒就慢慢地从大气里沉降下来。沉降过程至少要几个星期，尘暴激烈时可持续几个月之久。几乎每个火星年都要发生一次这种大规模的尘暴。
火星是与地球最为相似，且距离很近的行星；同时火星也是一个危险的目的地。40多年来，世界各国先后向火星发射了30多个各类探测器，但其中一多半都以失败告终，所以火星被称为“探测器的坟场”或叫“死亡星球”，因为火星上的一块石头或者一阵狂风都有可能破坏掉原有的计划。
不过人类并没有放弃对这颗“红色星球”的探索，人类的努力最终得到了回报，美国西部时间2008年5月25日16时53分（北京时间26日7时53分），美国宇航局喷气推进实验室宣布“凤凰”号火星着陆探测器成功降落在火星北极附近区域（图5.3.23）。
图5.3.23 左图为“凤凰”号在降落；右图为“凤凰”号的一个支架
“凤凰”号有何与众不同之处？它肩负着什么样的使命？它在火星上又有哪些新发现？综合来自美国宇航局的各种报道和资料，让我们对“凤凰”号火星探测计划作一回顾。
美国东部时间2007年8月4日早晨5点26分34秒，搭载“凤凰”号探测器的德尔塔Ⅱ型运载火箭（图5.3.24），从佛罗里达州卡纳维拉尔角空军基地的SLC-17A发射台顺利发射升空。耀眼的光芒刺破了黎明前的天空，“凤凰”号开始了大约10个月6.79亿千米的火星之旅。
图5.3.24 搭载“凤凰”号的德尔塔Ⅱ型运载火箭点火升空
这次发射使用的德尔塔Ⅱ-7925型火箭，是专为发射中型卫星和机器人探测器而设计的三级运载火箭，第一级采用液体燃料，外加9个捆绑式的固体燃料助推器；第二级采用液体燃料；第三级采用的则是固体燃料。连同安装在火箭顶部的“凤凰”号探测器在内，火箭总高度为39.6米，加注燃料后的总重量为231126千克。由美国波音公司和洛克希德-马丁公司合资成立的联合发射同盟提供火箭及相关服务，美国宇航局肯尼迪航天中心负责发射。
火箭发射时间是根据天体运行规则来计划的。众所周知，地球和火星都在绕着太阳运转，只不过地球的运转轨道更靠近太阳，火星的运转轨道离太阳远一些。每隔大约26个月，地球和火星会有一次接近的机会，那时两者之间的距离最近，天文学上称之为“冲”，此时火星运行到与地球和太阳成一条直线的位置，火星和地球隔着太阳遥遥相对。因此要使通往火星的行程最节省，最佳的发射时间应当在此“冲”期来临之前几个月。2007年12月18日，火星和地球将又一次“亲密约会”，两者相隔只有8800万千米。科学家将这个距离、发射火箭的动力、飞船重量以及要登陆火星的地点等因素综合考虑在内，计算出最佳的发射窗口日期应当是2007年8月3日至24日。但是，由于8月3日当天大雨滂沱，使得火箭燃料加注无法进行，因此不得不推迟到4日早上进行发射，此时地球和火星之间的距离为1.95亿千米。
“凤凰”号（图5.3.25）面临的最大麻烦是如何能在火星北极安全着陆，它要用“爪子”对火星北部平原的含冰土壤挖掘，以寻找可能存在的水。
“凤凰”号将是第一个在火星北极地区着陆的探测器。近年来，科学家发现火星北极地区覆盖有大量的冰，所以美国制定了以寻找水为核心的火星探测战略，“凤凰”号就是这个战略的执行者。
图5.3.25 “凤凰”号火星探测器
该探测器既不爬到山丘上张望，也不下到撞击坑内去漫游，而是一个固定着陆器，它要用“爪子”挖掘火星北部平原的含冰土壤，以寻找可能存在的水。“凤凰”号装配了机械手、显微镜电化学与电导率分析器、机械手相机、表面立体成像仪、热和演化气体分析仪、火星下降成像仪等多种科学探测工具，其中由加拿大研制的气象站是“凤凰”号上唯一专门研制的新仪器，它将对火星大气中的水和尘埃进行评定，记录火星北极每天的天气状况。
伴随着“凤凰”号在火星的成功登陆，相继的探测任务也随即展开，“凤凰”号果然不辱使命，一个一个的惊喜献给了人类。相关图片见图5.3.26。
图5.3.26 2008年5月25日美国“凤凰”号火星着陆探测器拍摄的第一批火星北极附近的彩色图片之一
2008年8月1日，美国宇航局的“凤凰”号火星登陆器证实，这颗红色行星上确实有水，以水冰的形式存在。“凤凰”号探测取得的成功，无疑激发了人类对火星的更高期待。
图5.3.27 2008年7月17日“凤凰”号机械臂上的铲子内收集到火星冰屑
2009年或2011年，美国还将发射“火星科学试验室”火星车，这将是地表探测技术的一次飞跃性的进步，同时也将为未来的火星采样任务铺平道路。美国争取在2014年之前带回第一批火星岩石和土壤标本，以确定火星上是否有生命。随着“取样返回”任务的完成，美国“火星生命计划”也将结束。此后，美国将为载人火星探索作各种准备，以期最终实现载人登陆火星。
虽然现在火星呈现给人类的仍然是一个如月球般荒凉、遍布陨石坑的世界，并且没有迹象表明火星上曾有过生命，但只要那里有水，人类就觉得倍感亲切。必竟在太阳系中，地球除了火星可以商量，再没有一个有可能帮她哺育生命的伙伴了。为此人类还要不懈地努力，争取在火星上耕耘出一片绿洲。也许有一天，人类会坐在火星上遥望夜空中的地球了。
2.火星的最佳观测时间
与所有行星一样，火星自己不会发光，而是反射太阳光。火星比内行星——水星和金星易于看到，是因为它的轨道在地球轨道之外，我们观察它时，用不着也朝向太阳。观测火星最有利的时间应选择在出现“冲”时，因为这时地球位于太阳和火星之间，火星整晚都在地平线上，此刻，高挂在天空中的火星与地球相距最近。根据火星轨道偏心率的特征，大约每隔两年，会出现一次“冲”（表5.3.3），出现“冲”的时候，火星、地球之间的距离在5900万千米之内。
表5.3.3 火星2007—2016年出现“冲”的时间表
3.观测火星
“冲日”这天，火星与地球、太阳成一条直线，地球正好处在火星与太阳之间；从地球上看，火星在子夜中天，人们可通宵观测难得一见的火星；太阳一落山，火星即从东方升起，亮度为－2.1等，红色，在宝瓶座运行，整夜可见。至次日早晨，太阳从地平线升起时它才会从西边落下。只要视力较好不论谁都能看到火星，火星的亮度仅仅稍逊于金星。
那么，在火星“冲日”我们能观测到什么呢？下面几点需要在观测时应特别注意：
（1）火星表面特征观测
通过火星稀薄的大气层可以看到火星表面。火星表面具有亮度不同、色泽深浅不同并且相对固定的表面特征，大致有三类：一是明亮的南北极区为火星上最亮的区域；二是较极区暗淡，呈亮橙色的区域，称为“大陆”；三是暗黑色区域，称为“海”、“湖”“湾”“河”等。但是，有的年份，火星“冲日”时，我们看不到火星表面错综复杂的山地和峡谷，也就是火星上的一条条“运河”。这是因为这些特征常常会随火星表面的尘埃变化而改变。
（2）火星摄影观测
拍摄火星比拍摄木星和月亮难得多，拍摄时需要用长焦距望远镜，使用柯达IP2415黑白胶卷，这种底片具有高分辨率、高反差和高感光度特点。在长焦的条件下，可能会给对焦带来困难，这时可利用极冠或火星边缘来对焦。彩色照片更吸引人，但彩色胶片中的反差和分辨率低，像片的细节较黑白胶片差得多。火星“冲日”当天，通过望远镜人们可以看到火星表面的复杂纹路以及丰富的色彩变化。当我们从望远镜中看到相距地球5500万千米远的另一个神秘行星的表面细节时，确实令人激动、令人难忘！
（3）火星极冠观测
火星两极存在着的白色覆盖区域叫极冠。火星的这一最明显的特征早在17世纪就被荷兰天文学家惠更斯首先发现。火星南北极冠的大小和颜色会随火星上的季节变化而变化。冬季最大，直径可达3000千米；夏季缩小，甚至消失。火星极冠可能是由水冰和凝固的二氧化碳即干冰构成。2005年火星“冲日”时，火星的南极冠一直斜对着地球。假如我们有可能站在火星上看地球，也同样可看到地球的南北极也有白色的极冠。
（4）火星卫星观测
火星有两颗天然卫星——火卫一和火卫二，是1877年的火星大冲时，由美国天文学家霍尔，使用当时世界上最大的天文望远镜（口径为65厘米）观测发现的。这两颗卫星犹如火星的两个小月亮，围绕着火星不停地转动，样子不太规则，像两个马铃薯。表面有许多陨石撞击坑，最大的坑穴直径达8千米。届时可以在望远镜中进行重点观测，但因为火星卫星很小，所以只能勉强看到两个亮点。
图5.3.28 火卫一（箭头所指白色圆点）
（5）火星大气现象观测——尘暴
火星和地球一样也有大气层，主要由二氧化碳和氮构成。火星的大气现象主要有尘埃云和白云，当空气中的冰晶密度达到一定程度，看起来就像白色的云在火星表面某些地方发光。火星的另一大气现象是黄色尘云，这些云可以在某些地方出现，也可能扩散到整个星球，成为火星全球性“大尘暴”，火星尘暴威力比地球尘暴强得多。如果发生火星尘暴，火星表面就可能会变得模糊不清。所以“冲日”当日，火星尘暴也是一大看点。
火星的观测相对于普通的天文爱好者来讲，非常的容易和方便，它既可以用肉眼来欣赏，也可以借助于天文观测仪器来辨别细节。所以取得的效果是各有千秋。
如果我们用双筒镜来观看火星（图5.3.30），它的模样就更清楚了，在双筒镜的视场中，火星呈现出圆盘的形状。如果双筒镜的倍率足够大，还可以看到火星的冰极冠。
图5.3.29 肉眼进行火星观测，它的亮度仅仅稍逊于金星，上图中火星（左）与木星（右）“会合”
图5.3.30 双筒镜视场中的火星
而从望远镜中观测火星（图5.3.31），效果就会是另一种景象。这种方法可比用双筒镜看得清楚多了，在望远镜的视场中可明显看出它是一颗红色的行星，其表面的特征也在视场中呈现出来了。如果望远镜的口径够大的话，火星的冰极冠和赤道的暗区都可以观测到。
图5.3.31 望远镜视场中的火星
如果我们用CCD来对火星跟踪观测（图5.3.32）的话，效果会更好，这时你就会发现火星的南极是斜对地球时的白色极冠。火星上的阴影的特征也清晰可见。
图5.3.32 CCD中的火星
四、木星视运动的观测
1.木星概况
图5.3.33 木星
木星（图5.3.33）是太阳系八大行星中最大的一颗，按离太阳由近到远的次序，它排第五。木星是夜空中最亮的几颗星之一，仅次于金星，通常比火星亮（除火星冲日时以外），有时比最亮的恒星天狼星还亮。中国古代称木星为岁星，并用它来纪年。当时人们认识到木星约12年运行一周天，便把周天分为十二份，称为十二次，木星每年行经一次，就用木星所在星次来纪年（也就是说，木星约12年绕太阳一周，在地球上看起来，这12年中每年的同一个时刻，木星在夜空中的位置是不同的。12年后再重复原来的位置）。这种纪年法被称为岁星纪年法。木星的赤道半径为71400千米，为地球的11.2倍；体积超过地球的1500多倍；质量是地球的318倍，是太阳系所有其他行星总质量的两倍半。如此庞大的木星平均密度却相当低，只有1.33克/厘米3（地球平均密度为5.25克/厘米3）。木星有16颗卫星。1979年3月，美国“旅行者”1号发现木星周围有环，这样，木星成为太阳系中除土星和天王星外第三个有环的行星。
木星在椭圆轨道上绕太阳运行，与太阳的平均距离是7.78亿千米。它在近日点时同太阳的距离比在远日点约近7480万千米。木星绕太阳一圈的时间是11.86年。木星赤道部分的自转周期为9小时50分30秒，两极地区的自转周期稍慢一些。木星是太阳系中自转最快的行星。快速自转使木星形状变扁，为中腰鼓起的椭圆形，借助望远镜，也能看出木星的视圆面呈扁圆状。由于木星离太阳遥远，木星表面温度比地球表面低得多，宇宙飞船测得的温度为-148℃。木星没有固体表面而是一个流体行星，木星的主要成分是氢和氦，其比例类似太阳大气。而在木星中心则有一个主要由铁和硅构成的固体核，那里的温度可达30000℃，这个核心称木星核。核的外面是以氢为主要元素组成的厚层，称为木星幔。它又可分为两层。第一层中估计压力为300万个大气压，温度为11000℃，氢处于液态金属氢状态，其中分子离解为独立的原子，形成导电的流体。这一层从核向外延伸到46000千米处。第二层延伸到70000千米处，被认为是由液态分子氢构成。大气在这层之上再延伸1000千米，直到云顶。
木星有浓密的大气。木星很快的旋转速度带动它的大气层顶端的云层，以约35400千米/小时的速度旋转，在这样的速度下，云层被拉成条状云带（图5.3.34）。用望远镜观测木星，可以看到一系列与赤道平行的明暗交替分布的云带。云带的结构十分复杂，而且激烈运动着。木星大气中风速甚至达到500千米/小时。
图5.3.34 木星表面的条状云带
虽然木星表面的大多数特征变化不定，但有些特征仍具有持久性和半持久性，甚至持续几十年到几百年，只是能见度时高时低。其中最显著最持久的特征要算大红斑了（图5.3.35）。1610年，意大利天文学家伽利略用自制的望远镜首次发现木星上有一个大红斑。它的颜色明亮而鲜艳，位于木星赤道南侧。1878年，大红斑以鲜明的颜色引人注意，从此就有了连续的观测记录。大红斑在经度方向有漂移运动，因而它肯定不是一种固态的表面特征。近400年来，大红斑的形状几乎没有变化，大小和颜色却经常变幻。长度最长时达到4万千米，至少也有1万多千米，一般保持在2万千米，宽度变化不大，约1.1万千米。大红斑中放入一个地球绰绰有余。大红斑颜色有时鲜红，有时略带棕色或淡玫瑰色。当它的位置在东西方向上时会有漂移。木星探测器探明：大红斑原来是木星大气云层中的一个大旋涡，其中飘浮着五颜六色的云，有棕红色的、棕黄色的、橙色的、白色的，它们主要由红磷化合物构成，而且不停地激烈运动。科学家认为这是木星大气层中的带电粒子，在木星旋转磁场作用下的螺旋运动中形成的猛烈风暴。从木星的外面看去，它是一个强大的旋涡，或是一团激烈上升的气流。旋涡或气流中含有红磷化合物，红斑的颜色可能就是由此产生的。
图5.3.35 木星表面的大红斑
从“旅行者”1号发回的照片看来，红斑呈深橙色，像一团巨大的旋风，逆时针方向转动。木星大气既密且厚，所以大红斑寿命很长。除大红斑外，木星上还有一些较小的红斑。1972年地面观测发现木星的北半球出现一个小红斑。十几个月后，“先驱者”10号飞掠木星时发现其形状和大小已同大红斑相近。再过一年，“先驱者”11号经过木星时，这个红斑已经杳无踪影。看来，这个小红斑大约存在两年光景。
木星大气中存在着大规模的环流和小规模的运动。木星云带和红斑的长期存在表明，木星大气中的运动与我们所熟悉的地球大气运动截然不同。一个值得注意的事实是，在两极和赤道之间热通量是均匀分布的。从太阳输入的热量主要集中在低纬度地区，因此内热释放必定起着很重要的补充作用。从木星接受的太阳辐射计算，它表面的有效温度的理论值应为105K，但地面观测值是134K，行星际探测器测得的值为125K，都比理论值高。对木星进行红外观测也表明，木星辐射的热能为它从太阳那里接收到的热能的两倍。这些都说明木星内部存在热源。它的热能可能是木星形成时由引力势能转变而来的，由液氢的大规模对流传递到表面上。
已知木星大气中氦的含量是氢的10％。对木星的光谱研究得知，氨和甲烷的含量比例同太阳大气中相似。“旅行者”1号在木星大气中发现了碳、氧和少量的铁，还发现了大量的硫在木星大气中逸散。在木星的背阳面，发现了3万千米长的极光，这表明木星大气受到很多高能粒子的轰击。木星的云带被木星的自转拉长，在木星的厚大气中升降着，行星际探测器的红外线观测表明，暗的带纹是较低、较热的云区，亮带则是较高、较冷的云区。当然，不论带或带纹都是冷的。带的温度是130K，带纹温度是136K。
木星云为什么如此绚丽多彩？这涉及木星大气的化学成分。从光谱分析中认出木星大气中含有五种物质，即氢、氦、氨、甲烷和水，还推断出有氢的硫化物存在，这些都是无色的。云带出现颜色，必定有其他着色物质，如硫化铵、硫化氢铵以及各种有机化合物和复杂的无机聚合物。“旅行者”1号还在木星云层上面发现了闪电，这表明那里可能有相当复杂的碳氢化合物的分子。
木星具有比地球更大更强的磁场，但是场的方向正好与地磁场相反。这就是说，地球上指北的罗盘搬到木星上将指向南方。
木星早期演化理论和太阳系起源理论十分相似。木星和它的卫星系统很像一个小太阳系，它的中心天体（木星）和太阳系中心天体（太阳）一样，有丰富的氢元素，而且自身也发出热辐射。它的四个大卫星（木卫一至木卫四）同太阳系中的行星一样，密度也随着离中心天体的距离而减少。
有科学家指出，木星系统是45亿年前由一团与太阳成分相同的、炽热的原始对流气体星云形成的，这块星云较扁，处于转动状态，并开始向中心坍缩。同时星云盘逐渐消散，木星的几个内卫星开始形成。它们现在的密度差别反映出离中心不同距离处星云盘的温度。木星系的演化和太阳系起源虽然十分相似，但仍有重大差别。例如，太阳自转缓慢，极大部分太阳系角动量集中在行星上，但在木星系统中情形正好相反。
长期以来，人们用可见光、红外线和射电波仔细地研究这个星球，近年来，美国“先驱者”10号和“先驱者”11号，尤其是伽利略木星探测器对木星的探索，大大加深了人们对它的认识。
2.木星的最佳观测时间
所有观测者都对木星感兴趣。木星发出的明亮的银光和它的细圆盘形状使人用肉眼就能将其辨认出来。当然最佳的观测时间就是木星出现“冲”的时候。此时，被阳光照射的整个木星圆面都可看到，异常明亮。以下是木星出现“冲”的时间表（表5.3.4）。
表5.3.4 木星2007—2014年出现“冲”的时间表
3.木星的观测
木星的观测很容易也很方便，因为木星很亮，单凭肉眼（图5.3.36）就很容易找到它，他的细圆盘形状肉眼也能看出来，木星的亮度仅次于月亮和金星。
图5.3.36 肉眼观测到的夜空中的木星
双筒镜也十分适于观测木星，用双筒镜观测木星，能看见木星的几颗卫星（图5.3.37）。它们排列在木星赤道线延长线的一边，而且位置随时都在变化。
图5.3.37 用双筒镜观测到的木星及其卫星
如果天气晴好，用望远镜对准木星，相信会给你带来很大的惊喜。在望远镜的视场中，木星表面的带纹和带非常明显，红褐色和黄赭色的云带及其变化也能观察出来（图5.3.38）。
图5.3.38 用望远镜观测到的木星
用CCD来观测和记录木星无疑是非常好的选择，它既可以连续地记载木星表面的细节变化，同时还能进行细节拍摄。大风暴是木星所独有的景象，特别是大红斑，很容易看到。而CCD成像还可以清晰地显示出木星由于赤道隆起而略呈椭球状（图5.3.39）。
图5.3.39 在CCD中看到的木星
如果你是一个天文爱好者，或者是一个天文摄影爱好者，无疑观测和拍摄木星都会给你带来满意的结果。当然这里我要特别提醒大家的是，我们在准备观测和拍摄木星的时候，事前应该对任务做到心中有数。下面几点在观测时应该特别注意：
（1）重点观测大红斑
木星最显著的特征就是300多年前就已被观测到的大红斑。它是范围很大且极为猛烈的风暴，数十年来其面积大小和颜色都在不断变化。大红斑比地球还要大，最大时，可以放下3个地球。其颜色从粉红色到暗红色的变化被认为是因为红磷化合物从大气的底层上升到顶层而引起的。
（2）观察木星4颗卫星位置的变化（图5.3.40）
木星4个最大的卫星，即伽利略卫星：伊奥（木卫一）、欧罗巴（木卫二）、伽尼密德（木卫三）、伽里斯托（木卫四），以不同的速度绕木星转动。如果你连续几个晚上对4颗卫星观测并记录下它们的位置，就会发现这4颗卫星的位置在有规律地发生变化。有时它们绕到木星背后而消失，有时又神秘地出现。
图5.3.40 超过4个晚上所观测到的4颗卫星有规律的位置变化
（3）观察木星的自转
木星比任何一颗行星都转得快。它转一周略少于10小时。不过，这种旋转与固体的旋转不一样。赤道区旋转最快，周期为9小时50分钟；而在南、北极区（包括大红斑）要多5分钟。
（4）有的时候你会不经意间就会发现夜空中，除了有明月以外，不甘寂寞的木星也会出来与明月相伴。这时，你就可以充分利用手中的现代化器材，留下这美好的人间仙境了。
图5.3.41 夜空中的金星和木星
五、土星视运动的观测
1.土星概况
我国古代称土星为“填星”或“镇星”。在1781年发现天王星之前，人们曾认为土星是离太阳最远的行星。在望远镜中可以看到土星被一条美丽的光环围绕。土星还有较多的卫星（图5.3.42），截止到1978年，已发现并证实的有10颗，以后又陆续有人提出新的发现。
图5.3.42 土星及其卫星
土星在很多方面像木星，如它与木星同属于巨行星，它的体积是地球的745倍，质量是地球的95.18倍。在太阳系八大行星中，土星的大小和质量仅次于木星，居第二位。它像木星一样被色彩斑斓的云带所缭绕，并被较多的卫星所拱卫。它由于快速自转而呈扁球形。赤道半径约为60000千米。土星的平均密度只有0.70克/厘米3，是八大行星中密度最小的。如果把它放在水中，它会浮在水面上。土星的大半径和低密度使其表面的重力加速度和地球表面相近。土星在“冲日”时的亮度可与天空中最亮的恒星相比。由于光环的平面与土星轨道面不重合，而且光环平面在绕日运动中方向保持不变，所以从地球上看，光环的视面积变得不固定，从而使土星的视亮度也发生变化。当土星光环有最大视面积时，土星显得亮一些；当视线正好与光环平面重合时，光环便呈现为一条直线，土星就显得暗些。二者之间的亮度大约相差3倍。
土星绕太阳公转的轨道半径约为14亿千米，它的轨道是椭圆的。它同太阳的距离在近日点时和在远日点时相差约1.5亿千米。土星绕太阳公转的平均速度约为9.64千米/秒，公转一周约29.5年。土星也有四季，只是每一季的时间要长达7年多，因为离太阳遥远，即使是夏季也是极其寒冷。土星自转很快，但不同纬度自转的速度却不一样，这种差别比木星还大。赤道上自转周期是10小时14分，纬度60°处则变成10小时40分。这就是说在土星赤道上，一个昼夜只有10小时14分。
土星大气以氢、氦为主，并含有甲烷和其他气体，大气中飘浮着由稠密的氨晶体组成的云。从望远镜中看去，这些云像木星的云一样形成相互平行的条纹，但不如木星云带那样鲜艳，只是比木星云带规则得多。土星云带以金黄色为主，其余是橘黄色、淡黄色等。土星的表面同木星一样，也是流体的。它赤道附近的气流与自转方向相同，速度可达500米/秒，比木星上的风力要大得多。
土星极地附近呈绿色，是整个表面最暗的区域。根据红外观测得知，云顶温度为-170℃，比木星低50℃。土星表面的温度约为-140℃。土星表面有时会出现白斑，最著名的白斑是1933年8月发现的，这块白斑出现在赤道区，呈蛋形，长度达到土星直径的1/5。以后这个白斑不断地扩大，几乎蔓延到整个赤道带。
由于这颗行星表面温度较低而逃逸速度又大（35.6千米/秒），使土星保留着几十亿年前它形成时所拥有的全部氢和氦。因此，科学家认为，研究土星目前的成分就等于研究太阳系形成初期的原始成分，这对于了解太阳内部活动及其演化有很大帮助。一般认为土星的化学组成像木星，不过氢的含量较少。土星上的甲烷含量比木星多，而氨的含量则比木星少。
1973年4月美国发射的行星际探测器“先驱者”11号发现土星有一个由电离氢构成的广延电离层，其高层温度约为977℃。观测结果表明，土星极区有极光（图5.3.43）。
图5.3.43 哈勃太空望远镜拍摄的土星
目前认为，土星形成时，起先是土物质和冰物质吸积，继之是气体积聚。因此，土星有一个直径20000千米的岩石核心。这个核占土星质量的10％～20％，核外包围着5000千米厚的冰壳，再外面是8000千米厚的金属氢层，金属氢之外是一个广延的分子氢层。
1969年，一架飞机在地球大气高层对土星的热辐射作了红外观测，发现土星和木星一样，它辐射出的能量是它从太阳接收到的能量的两倍。这表明土星和木星一样有内在能源。后来“先驱者”11号的红外探测证实了这一点，测得土星发出的能量是从太阳吸收到的2.5倍。
图5.3.44 土星上的极光
1610年，意大利天文学家伽利略观测到，在土星的球状本体旁有奇怪的附属物。1659年，荷兰学者惠更斯证认出这是离开本体的光环。1675年，意大利天文学家卡西尼，发现土星光环中间有一条暗缝，后称卡西尼环缝。他还猜测，光环是由无数小颗粒构成。两个多世纪后的分光观测证实了他的猜测。但在这200年间，土星环通常被看做是一个或几个扁平的固体物质盘。直到1856年，英国物理学家麦克斯韦从理论上论证了土星环是无数颗小卫星在土星赤道面上绕土星旋转的物质系统。
土星环（图5.3.45）位于土星的赤道面上。在空间探测以前，从地面观测得知土星环有五个，其中包括三个主环（A环、B环、C环）和两个暗环（D环、E环）。B环既宽又亮，它的内侧是C环，外侧是A环。A环和B环之间为宽约5000千米的卡西尼缝，它是天文学家卡西尼在1675年发现的。B环的内半径91500千米，外半径116500千米，宽度是25000千米，可以并排安放两个地球。A环的内半径121500千米，外半径137000千米，宽度15500千米。C环很暗，它从B环的内边缘一直延伸到离土星表面只有12000千米处，宽度约19000千米。1969年在C环内侧发现了更暗的D环，它几乎触及土星表面。在A环外侧还有一个E环，由非常稀疏的物质碎片构成，延伸在五六个土星半径以外。1979年9月，“先驱者”11号探测到两个新环——F环和G环。F环很窄，宽度不到800千米，离土星中心的距离为2.33个土星半径，正好在A环的外侧。G环离土星很远，展布在离土星中心10～15个土星半径间的广阔地带。“先驱者”11号还测定了A环、B环、C环和卡西尼缝的位置、宽度，其结果同地面观测相差不大。“先驱者”11号的紫外辉光观测发现，在土星的可见环周围有巨大的氢云。环本身是氢云的源。
图5.3.45 土星环及其卫星示意图
除了A环、B环、C环以外的其他环都很暗弱。土星的赤道面与轨道面的倾角较大，从地球上看，土星呈现出南北方向的摆动，这就造成了土星环形状的周期变化。仔细观测发现，土星环内除卡西尼缝以外，还有若干条缝，它们是质点密度较小的区域，但大多不完整且具有暂时性。只有A环中的恩克缝是永久性的，不过，环缝也不完整。科学家认为这些环缝都是土星卫星的引力共振造成的，犹如木星的巨大引力摄动造成小行星带中的柯克伍德缝一样。“先驱者”11号在A环与F环之间发现一个新的环缝，称为“先驱者缝”，还测得恩克缝的宽度为876千米。由观测而阐明土星环的本质，要归功于美国天文学家基勒，他在1895年从土星环的反射光的多普勒频移发现土星环不是固体盘，而是以独立轨道绕土星旋转的大群质点。土星环掩星并没有把被掩的星光完全挡住，这也说明土星环是由分离质点（图5.3.46）构成的。1972年从土星环反射的雷达回波得知，环的质点是直径介于4～30厘米之间的冰块。
图5.3.46 土星的大群质点
2.土星的卫星
土星的卫星至少有60个（2007年），其中9个是1900年以前发现的。土卫一到土卫十按距离土星由近到远排列为：土卫十、土卫一、土卫二、土卫三、土卫四、土卫五、土卫六、土卫七、土卫八、土卫九。土卫十离土星的距离只有159500千米，仅为土星赤道半径的2.66倍，已接近洛希极限。这些卫星在土星赤道平面附近以近圆轨道绕土星转动。
土卫一（图5.3.47）是土星8个大的、形状规则的卫星中最小且最靠近土星的一个。直径392千米，与土星平均距离约185520千米。轨道近圆形。公转周期为23小时，正好是土卫三公转周期的一半，所以，这两颗卫星总是在土星的同一侧相遇。这种现象叫轨道共振态，原因还不清楚。土卫一的自转和公转同步，所以它总是以同一半球朝向土星。这一点类同月球与地球的关系。土卫一的平均密度仅为水的1.2倍，其表面有冻冰的特征。根据这些理由，可以认为，土卫一的主要成分是冰。它的表面明亮，布满碗形的深陨石坑。陨石坑深度大，是因为表面重力小的缘故。土卫一上最引人注目的表面结构是一个直径130千米的环形山，它位于朝向土星一面的半球中央。山壁高5千米，底深10千米，中央有一座长6千米的山峰。这是太阳系中已发现的、整体最大的陨击结构。
图5.3.47 土卫一
图5.3.48 土卫二
土卫二（图5.3.48）是土星的第三颗大卫星。在美国行星探测器“旅行者”2号于1981年从这一天体附近飞过以前，人们除知道它的轨道外，其他一无所知。在探测器靠近到87140千米处，发现土卫二有复杂的地质结构。观测表明，土卫二已经历了5个不同的演化时期。几个无环形山区域的年龄不超过1亿年。由于这一时段只占土卫二整个寿命的2％，似乎可以认为它还是一颗仍处于“活动期”的卫星。继续进行这种地质活动的能量可能来自土星和土卫四的起潮力。土卫二的直径为500千米，以圆形轨道环绕土星公转，和土星的平均距离为238020千米。平均密度只比水大10％，说明它的成分有一半或更多是冰。在土星的卫星中，土卫二的密度是最低的。它的反照率达100％，虽有环形山和崎岖的原野，但基本上是平坦的。
土卫三（图5.3.49）的主要成分是纯水冰。它的直径1060千米，在离土星294660千米处环绕土星运行。土卫三有两个值得注意的特征：一是有一条长达整个星球周长3/4，占了整个表面5％～10％的大裂缝，据推测，大裂缝是卫星内部的水的冻结膨胀造成的；另一是有一个直径400千米的环形山及内部巨大的中央峰。
图5.3.49 土卫三
图5.3.50 土卫四
土卫四（图5.3.50）的直径为1120千米，在平均距离为377400千米的近圆轨道上绕土星顺行。它66小时左右公转一周，正好是土卫二公转周期的2倍，估计是由于土卫二的潮汐热能所致。由于潮汐摩擦，土卫四的自转与公转同步，也总是以同一面对着土星。土卫四的表面亮度差别颇大，面朝轨道运行方向的前半面通常比后半面亮。但平均起来说，土卫四的反照率是很高的。据此猜测，它的表面由大量的冰构成。卫星密度是水的1.4倍，估计它由约40％的岩石与60％的冰构成。在这颗卫星上显然曾发生过大量冰融化和地壳表面再造活动，因而同其他土星的卫星相比，表面上环形山较少。大多数环形山都在朝轨道运动的亮面上。较暗的后半面则被许多形成网状结构的亮纹所割裂。其中有些是呈线状的槽沟和山脊。这些亮纹被解释为可能是由于挥发性物质从土卫四内部沿线状裂缝冒出并重新凝结而成的。尽管在土卫四背面网状结构中央附近也有大碰撞的迹象，但对土卫四表面为什么有这种明显的不对称性迄今仍不清楚。
土卫五（图5.3.51）的直径为1530千米，在平均距离为527040千米的近圆轨道上绕土星顺行。密度是水的1.3倍，因此，一般认为它主要是由冰构成的。红外光谱也显示其表面主要由霜构成。土卫五表面的反照率较高，但在不同区域有很大差别。同大多数土星的卫星一样，土卫五的自转与公转也是同步的，因而也总是以同一面对着土星。同土卫四一样，土卫五朝轨道运行方向的前半面既亮又多陨石坑，而后半面则较暗，而且上面只有一些亮纹和少量的陨石坑以及一些表面再造的迹象。尽管在土卫五的表面冰多于石，多陨石坑的一面却很像水星和月球上的那些密布陨石坑的高地。在土星系中，表面陨石坑最多的就是土卫五。在温度极低的情况下，冰与岩石显然有相似的力学性质。在陨石坑少的那一面，可看到亮的、呈线状或折线状的条纹，它们可能是大规模表面再造和一些挥发性物质（如水或甲烷气体）从裂缝里大量冒出的结果。陨石坑中的亮斑也可能是这种情况造成的。
图5.3.51 土星五的表面
土卫六（图5.3.52）是土星最大的卫星，也是太阳系中唯一已知有云和稠密大气的卫星。荷兰科学家惠更斯于1655年发现。土卫六的实体直径为5150千米，仅次于木卫三，是太阳系第二大卫星。它在一条椭圆形轨道上绕土星运行，公转周期差不多相当地球16天。一般认为它公转与自转同步，所以总是以一面对着土星。整体密度为1.881克/厘米3，说明它内部是岩石和结冰物质的混合物，结冰物质可能含有固态的氨和甲烷以及固态的水。土卫六表面温度和大气压是“旅行者”1号探测器于1981年测到的，温度为-179°（±2°），大气压约1.6（相当于1.6倍地球表面大气压）。土卫六的大气成分主要是氮（和地球相似），还有甲烷、氢、一氧化碳和二氧化碳等，还包括一些有机气体，如乙烷、乙炔等。土卫六被包裹在一层深红色的烟雾内，这层烟雾很可能是一种更复杂的有机固体所形成的气悬胶，经由大气层缓慢沉降而堆积在表面上。在土卫六整个演化史所形成的量（主要由落在氨和甲烷大气上的太阳紫外光造成）约相当于覆盖表面深达至少几百米的一有机连续层。在球面之上和大部分不透光的有机烟雾之下，有一层凝结甲烷的浓密云层。有些证据显示，球体表面大部分为一片广大的液态甲烷和乙烷构成的海洋所覆盖。地球作为各种类型有机分子的深冻贮藏所，导致40亿年前在地球上出现了生命，而太阳系内可能有生命的场所是在液态碳氢海洋内，所以，土卫六在未来的空间探测中无疑是一个重点目标。
图5.3.52 土卫六
3.土星的最佳观测时间
土星是颗巨大的行星，它之所以看似很小，是因为它离我们很远。它的亮度足以使肉眼看到。当然，要看清其表面的特征就要借助望远镜了。观测土星的最佳时间是当土星出现“冲”时，每次土星“冲”间隔时间约1年又2周时间。以下是土星出现“冲”的时间表（表5.3.5）。
表5.3.5 土星2007—2013年出现“冲”的时间表
4.土星的观测
虽然土星离我们很远，但它的亮度却足以使我们的肉眼看得到它。但要我们光凭肉眼就把土星与亮恒星区分出来，还是很困难的。所以为了确认你所观测到的确实是土星，你先要知道土星在哪个星座，并熟记这个星座中的亮星，这样你就很容易能够用肉眼找到土星了。虽然土星不像木星那样有全球性的多变的云带，但观测者还是能够观测到很明显的长条状间隔排列的暗纹和亮带。天气的波动情况偶尔也能在高层大气中看出。至于光环形态，则取决于土星与地球的相对位置。
图5.3.53 用肉眼观测土星（土星很像恒星，亮度在最亮的-0.3等到最暗的0.8等之间变动，这是受光环影响的结果。当光环正面向着地球时，它可以反射更多的光线）
用双筒镜观测土星（图5.3.54），可以看出土星细圆盘的形状。只要光环正对着地球，性能好一些的双筒镜都可以从土星两边的突起看出它。而借助小型望远镜，则可以辨认出土星确切的圆盘状和光环，但要看清细节就要用大型望远镜。
图5.3.54 用望远镜观测到的土星
用大点的望远镜，并配备分辨率高点的CCD相机，土星的带状光环就会一览无余。此时，整个光环与土星本体分离的特征及朝向都变得非常明显了（图5.3.55）。
图5.3.55 CCD中成像的土星
以离太阳由近至远的排列，土星排第六，它与木星一样是个“气体巨人”。虽然它到地球的距离几乎是木星到地球距离的2倍，但由于它体积大，所以一年之中大约有10个月都可以用肉眼看到它。土星有一个令人赞叹不已的绚丽多姿的光环。并且它拥有的“土卫大家族”，在太阳系所有行星中首屈一指。
所以在观测土星时，以下三点是观测者一定要注意的：
（1）观测土星的光环
我们通过空间探测器探知，绕土星的光环的结构非常复杂。大环可分为许多小环，每个小环都由更小的卫星组成，一起绕着土星转动。地球上，用望远镜能看到3个大环，其中两个好像被一个间隙分割，这个间隙称为卡西尼缝，是1675年意大利天文学家卡西尼所发现。该缝大约宽4800千米。3个环从地球上看似乎很小，其实很大，环宽大约是地月距离的2/3，环的厚度小于2千米。
（2）观测土星的卫星
土星的卫星虽然很多，但即使用大的望远镜观测，所能看到的也不会多于10颗。它们都像一个个小光点绕着土星转动。最大的一颗称为泰坦（土卫六），最容易看到。所以当土星“冲”日时，在欣赏完土星的美丽光环时，寻找土星的卫星大家族也是一件很有趣的事情。
（3）欣赏夜空中的土星及摄影
由于一年中有大约10个月的时间，我们都可以在美丽的夜空中发现土星的身影，所以在你繁忙的工作之余，用肉眼仰望土星，也不失为放松心境的一种好方法。如果你对天文摄影感兴趣。那么土星就是你拍摄行星必不可少的素材。
六、天王星视运动的观测
1.天王星的概况
天王星（图5.3.56）的赤道半径约25000千米。体积约为地球的65倍，在八大行星中仅次于木星和土星。相当于地球质量的14.63倍。密度较小，只有1.24克/厘米3。因此，它虽然比海王星大，质量却只有海王星质量的85％。在太阳系八大行星中，它的质量仅次于木星、土星和海王星，居第四位。天王星有21颗卫星，1977年，还发现天王星有光环。
图5.3.56 天王星
天王星与太阳的平均距离约28.7亿千米，绕太阳公转的平均速度为每秒6.81千米，公转一周需84年。估算它的自转周期约为17.24小时。天王星的赤道面与轨道面的倾角为97°多，也就是说它的自转轴几乎倒在它的轨道平面上（图5.3.57）。因此，它的四季、昼夜同地球上的大不相同。在一个半球的“夏”季，它的极点几乎直对着太阳，而另一个半球则完全处于黑暗的“冬”季之中。这里所说的“夏”季和“冬”季，仅仅是用来区别它受到阳光照射，还是背着阳光。天王星离太阳很远，表面的有效温度只有-211℃。所以，即使在受到阳光照射的“夏”季，也是十分寒冷的。上述自转轴这种奇特的倾倒是太阳系起源学说中一个难以解决的问题。
图5.3.57 天王星运行的姿态
天王星存在着浓密的大气。在望远镜中，天王星是一个蓝绿色的圆面。大气层连续不断地延伸到几千千米高空，最下层十分像是甲烷冰云，而上层成分则主要为氢和氦。用放在高空气球上的口径为90厘米的望远镜拍得的高分辨率照片表明，天王星表面除了很强的、对称的临边昏暗现象以外，没有其他形态特征。这说明天王星上到处都覆盖着厚厚的云层。科学家通过仪器观测，确认了氢和甲烷分子的存在。根据理论推断，天王星上应当存在有大量的氨分子和水分子，估计那里也可能有相当数量的氦和氖，然而至今均未找到。这可能有两个原因：一是这些元素的吸收带被很强的甲烷吸收带掩盖住了；二是天王星上很冷，它们可能是“雪化”的气体，存在于大气中较深的内层，光谱无法探测。氢分子是天王星大气的主要成分。根据理论推测，天王星上的氢气的质量大约是地球上所有气体的质量的50倍。与氢相比，甲烷是很少的。天王星大气中存在着云层，通过光谱、光电、无线电测量对它的顶部云层进行了一些研究。初步认为，天王星具有一个温度较高的同温层和一个很冷的对流层顶。在对流层的下面，可能有两个云层：甲烷层和氨层，基于对临边昏暗现象的观测，证明后者的存在，而甲烷云层则是稀薄的或者破碎的。在这个寒冷的行星上，还没有发现它有内部的热源，在大气中也没有热的反向传输，而这些在木星、土星等行星上都找到了。天王星上的气候变化可能比地球上小得多。因为太阳离它很远，促使气候变化的能量是非常小的。“旅行者”2号发现天王星表面有时会出现几片云，风速为300千米/小时。由于天王星大气成分中的甲烷吸收红光，令天王星变成蓝绿色。因此，以可见光来看，天王星的风暴也是不易察觉的。
至今尚未建立起一个良好的天王星内部结构模型，足以完满地解释迄今所观测到的事实：半径、密度、扁率等。有一种天王星结构模型认为：天王星的核心由1/2～1个地球质量的岩石物质组成，其中的铁化合物可能是磁场的基础。这个核心的温度大约是两三千摄氏度，科学家发现天王星同木星一样有射电爆发。产生射电爆发的机制，可能与天王星有一个强磁层有关。行星体内部存在一个实在的磁场，才能产生这个磁层。这一观测事实对认为天王星内存在着岩石和金属铁核心的模型是有利的。在天王星的核心以外，是一个很厚的冰幔——主要是水冰和氨冰。它一直伸展到2／3视半径的地方。冰幔的质量或许占总质量的50％左右。冰幔外面是分子氢层，再向外就是很厚的大气层。大气中的主要成分是氢和氦。大气层虽然延伸很远，却只有行星总质量的20％。天王星与巨行星——木星和土星不同，巨行星的主要成分是氢，占总质量的80％ ～90％；天王星与类地行星也不同，类地行星的大气层的质量是微乎其微的，而天王星的大气层却是很厚的。有人认为天王星是一个气态行星，大气层由83％氢、15％氦及2％甲烷组成。天王星的核心由岩石组成，氨、水和甲烷的混合气体包围着核心。因此，天王星是我们所知最平滑的行星。
天王星和海王星在质量、密度、大气组成、内部结构方面都有相似之处，构成了另一群行星──远日行星。它们既不同于巨行星──木星和土星，也不同于类地行星。是什么样的演化过程使得太阳系中从内到外形成了类地行星、类木行星以及介于类地行星和类木行星之间的远日行星？这是太阳系的起源和演化学说必须回答的问题，因此，关于天王星等远日行星的研究对解决太阳系的起源和演化问题是十分重要的。
1977年3月10日，发生了天王星掩恒星的罕见天象。美国和中国、澳大利亚、印度、南非都对这一天象进行了观测。结果意外地发现了天王星环（图5.3.58）。
图5.3.58 天王星环
天王星环非常暗弱，即使在大型望远镜中，也从未看到过和拍摄到过。可是，在这次掩星观测过程中，当天王星与恒星的星像相距甚微但尚未重合时，光电记录仪上却意外地记录到次级掩。科学家们综合分析了几个天文台的观测资料，肯定在天王星周围存在着由细小的微粒组成的环带。当时发现了五个环。通过对观测资料的进一步分析，以及随后对另两次天王星环掩星事件的观测及1986年美国“旅行者”2号探测器的发现，进一步确认，天王星有11条环。这11条环宽窄、密度不一，各窄环间还有一些宽的尘带。这些环中有3个是圆形的，其余是椭圆形的。所有这些环主要由直径约1米的暗物质团块组成，其成分还不知道。科学家推测它们是岩石碎片、水冰以及某种黑色聚合物的混合体。这就是它们呈炭黑色且反光率低的原因。在环带之间的空隙充满了尘粒。这些环的半径从3万多千米到5万多千米不等。环的宽度从一两千米到两千多千米不等，厚度100米左右。离天王星中心越近的地方越狭窄。
2.天王星的卫星
天王星有多颗卫星，其中天卫一到天卫五是五个主要的大卫星。天卫三和天卫四于1787年为威廉·赫歇耳所发现，天卫一和天卫二于1851年为拉塞尔所发现，而天卫五直至1948年才为柯伊伯所发现。天卫五、天卫一、天卫二、天卫三和天卫四同天王星中心的距离分别为130000千米、192000千米、267000千米、438000千米和586000千米。天卫一、天卫二、天卫三、天卫四同内侧相邻卫星的距离比都在1.34～1.64之间，这表明它们同天王星的距离分布颇有规律性。天王星的5颗卫星都在接近圆形的轨道上绕天王星转动，轨道面和天王星赤道面的交角又很小，因此，它们都是规则卫星。5颗卫星的公转方向与天王星本身的自转方向相同，但是，它们的轨道面与天王星的公转轨道面的交角超过90°（约为98°），因此，它们都是逆行卫星。天卫五、天卫一、天卫二、天卫三和天卫四绕天王星的公转周期分别为1.414日、2.520日、4.144日、8.706日和13.463日。在太阳系诸多卫星中，天王星卫星都是中等大小和中等质量的，它们的直径在300～1000千米之间。除了五个大卫星外，天王星其他小卫星都很小，半径均不超过100千米，多数小于50千米，有的不足10千米。
天卫一（图5.3.59）距天王星中心190900千米，自转与公转周期均为2.52天。它的半径为578.9千米。平均密度1.665克/厘米3。主要成分为50％水冰，30％岩石，20％碳、氮化合物。“旅行者”2号拍摄的照片表明，天卫一表面交叉遍布悬崖和类似峡谷的地貌。其中一些地方还部分地填布着可能是地质构造过程所生产的物质。证明表面曾有地质活动。还有几处，从深谷中散布冰态物质，像地球上的冰川水流那样穿过宽阔的平原。
图5.3.59 天卫一
天卫二（图5.3.60）是五个大卫星中最大的一个，距天王星266000千米。半径为584.7千米。平均密度1.400克/厘米3。自转与公转周期均为4.144天。表面布满陨石坑，环形坑的直径大多为100～200千米。成分主要是水冰，混有冻甲烷的岩石。它是五大卫星中最暗的一个，可能是其轨道附近的暗物质所致。北极附近的亮纹是其主要特征。
天卫三（图5.3.61）距离天王星436300千米，自转与公转周期均为8.705天。是五大卫星中第二大的。半径为788.9千米。平均密度1.715克/厘米3。主要成分是水冰，并有少量冻甲烷和岩石。它的表面上有许多明亮的陨击坑、长的沟壑，还有一条长达1600千米左右的深断层。根据这些结构以及其他一些与之有关的特征，令人确信曾有构造过程发生。
图5.3.60 天卫二
图5.3.61 天卫三
天卫四（图5.3.62）是五大卫星中最靠外围的一个。它距天王星的平均距离是583500千米，自转与公转周期均为13.46天。半径761.4千米。平均密度1.63克/厘米3。成分中有水冰及小量的冻甲烷的岩石。照片显示天卫四表面遍布陨石坑。在众多的亮陨击坑中，有少数几个被某种暗黑的熔岩物质淹没。
天卫五（图5.3.63）是五大卫星中最靠近天王星也是最小的一个。它的轨道是椭圆形的，与天王星的平均距离约为129900千米，自转与公转周期均为1.413天。半径为235.8千米。平均密度1.201克/厘米3。大部分由冰组成，其中或许含有冰冻甲烷和石态物质的混合物。“旅行者”2号拍摄的照片表明，天卫五表面上为蜿蜒峡谷，并排沟槽、破缺山崖以及环形高地等地貌，说明在过去历史上曾有过大规模的板块活动。也有科学家认为天卫五的半径虽然只有235.8千米，但它的表面却如此复杂多变，有可能星体曾被击碎，然后再组合。而一个有20千米深的古老沟谷和其他较年轻的地表连接在一起就是证据。
图5.3.62 天卫四
图5.3.63 天卫五
3.天王星的观测
天王星始终在黄道附近运动，但距离我们很远，所以准确地寻找到它有点难度，所以，我们应该在星图中找到它位于哪个星座，再用平面星图找到相对于你所在观测地点纬度和观测时间的该星座的确切位置。天王星为5.5等，刚好在肉眼的视力范围之内。当然了，确定了天王星的大概方位你也可以用双筒望远镜进行搜寻，不过，结果可能会让你有点失望，12倍率的双筒望远镜所看到的天王星像颗恒星。如果你用50倍率的双筒镜，可看出其呈细圆盘状。而小型望远镜则可以看出它是一个绿色的行星。
七、海王星视运动的观测
1.海王星概况
1781年F.W.赫歇耳发现天王星以后，有人利用建立在牛顿力学基础上的摄动理论来计算天王星的位置，但结果总是与观测值不符。有人怀疑这一理论是否可靠；也有人认为是天王星外还存在一个大行星，使天王星受到摄动而改变了位置。当时，大多数天文学家赞成后一种假说。英国的J.C.亚当斯于1845年算出了这个摄动行星的轨道和质量。他把结果通知英国几位天文学家，但未引起注意。1845年夏天，法国的勒威耶也开始研究这个问题，并于1846年6 月1日和8月31日发表了两个报告。同年9月18日勒威耶把他的研究结果寄给柏林天文台的伽勒。伽勒收到信后立刻进行观测，果然在和勒威耶预报相差不到1°的位置上找到了这颗新行星，命名为海王星（图5.3.64）。
图5.3.64 海王星
海王星按离太阳远近排在第八，它的赤道直径为49528千米，质量是地球的17倍，平均密度1.64克/厘米3，体积超过地球的44倍。它的轨道接近正圆，平均距离太阳44.97亿千米，是地球到太阳距离的30倍，绕太阳公转一周需要164.79年。它的赤道面与轨道面所形成的角度比地球稍大。也有一年四季的变化，但冬季和夏季的温差不大，每季长达41年以上。由于看不到海王星表面的特征，所以确定它的自转周期很困难，最新测定自转一周为16小时7分。
海王星被很厚的浓密云层包围着，在海王星大气中有氢、甲烷和氨等气体。由于海王星离太阳很远，它表面受到的太阳光只有地球上的九百分之一，因此，它的表面温度很低，只有-230℃。在这样的低温下海王星上除氨云外，还能凝聚成甲烷云。如果有氩存在，甚至可能形成由氩结晶体组成的云。
海王星是目前所知，距离太阳最远的气态行星。虽然海王星的直径比天王星小，但是由于海王星的密度较天王星大，所以质量亦较天王星大。海王星和天王星的结构都差不多，核心由岩石组成，核心外是水、氨和甲烷的混合物。大气层主要由85％氢、13％氦和2％甲烷组成。人们称这两颗星为姊妹星。
海王星主要由氢和氦构成。它没有明显的固体表面，但可能有一个石质和水质的核心（有人认为大气下有厚达8000千米的冰层，冰层下是岩石核心）。大气（特别是外层大气）中有大量甲烷气体。1989年美国“旅行者”2号空间探测器经过海王星时，发现其大气中有相当大的湍流。探测器观测到，在海王星南半球有一个巨大的风暴系统，即所谓的“大暗斑”（图5.3.65），其中的风速达到每秒500多米，超过地球上的声速。在此风暴的上方漂移着类似卷云的柔云，而在南极附近则是一些宽的云带，颜色由浅蓝到深蓝，变化不定。由于海王星由太阳所接收的能量，以及内部产生的能量都不及木星和土星，所以海王星不能产生太多的风暴。因此，风便没有遇上很多逆向的阻力，令大暗斑的风速为2000千米/小时，成为全太阳系之冠。不过，其后在1994年6月哈勃太空望远镜再观测海王星时，发现大暗斑已经消散。温度测量表明，海王星也像木星和土星一样，内部具有热源。
图5.3.65 图像中部的卵形暗色区域即为“大暗斑”，范围约13000×6600千米。其实这是一个风暴区
“旅行者”2号揭示，海王星周围至少有4条环，其中大部分是尘埃大小的粒子。最外一条环中的粒子分布是不均匀的，有5处密度较高，形成弧状亮区。
2.海王星的卫星
海王星有8颗已知卫星，其中只有海卫一和海卫二是在“旅行者”2号之前就发现了的。海卫一是8颗卫星中最大的，海卫二形状不规则居第二。其他卫星的外形也都不规则，直径在58～416千米，表面也很黑暗。
海卫一（图5.3.66）在离海王星354800千米的圆轨道上运行。海卫一是逆行卫星，即它的运行方向与海王星相反。它以4.4千米/秒的速度绕海王星运行，周期为5.877天。海卫一是太阳系中第七大卫星，半径为1353千米。它的表面可能有大气。海卫一离海王星近，质量又大，因而在海王星上引起很强的潮汐，从而也使它自身的轨道要素发生较快的变化。海卫一是第二个被发现有火山活动的卫星，它表面的火山会喷出混有黑色尘埃的液态氮，被称为冰火山，喷出的物质射上8000米的高空，之后散至150千米之远，形成黑色的条纹。海卫一表面温度-240℃，是太阳系中已知最冷的天体。
图5.3.66 海卫一
海卫二较小，以椭圆轨道绕海王星运行，是顺行卫星。它同海王星的平均距离为551万千米。它的椭圆轨道很扁。它的半径约为170千米。
3.海王星观测
海王星和天王星一样都在黄道附近运动，但它是最远的大行星，所以观测是最困难的。肉眼基本是看不到的。海王星绕太阳一周需要165年，所以它在黄道星座中移动极慢。所以海王星的观测方法和天王星的类似，即先找到它位于哪个星座，再用平面星图找到相对于你所在观测地点纬度和观测时间的该星座的确切位置，就能找到海王星。双筒望远镜或小望远镜中海王星所呈现的是一个光点。150毫米望远镜可看到海王星蓝绿色的细圆盘。
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