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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。
近地小行星
现在已经发现的数量众多的小行星中，大概１ ４００多颗是轨道可能与地球轨道相汇的近地小行星，这些小天体的轨道有可能与地球轨道发生交叉，其中５００多颗直径约１千米的小行星任何一颗一旦撞击地球，将带来毁灭性威胁。
小行星撞击地球的可能性究竟有多大？平均几千万年发生一次灭绝人类的撞击，平均每十几万年发生一次危及全球四分之一人口生命的撞击，平均１００年发生一次１９０８年通古斯大爆炸，爆炸当量相当于５００到１ ０００颗广岛原子弹。幸好月亮和木星都是地球的天然保护伞，它们阻止了许多小行星小天体接近地球。
对小行星的防范工作包括建立起空间监测搜索网、努力去寻找尚未发现的近地小天体、测定这些天体的精确运行轨道等方面。面对小行星对地球的可能威胁，美国宇航局制定了一个“太空监视计划”，准备制造一个小行星自动发现器，携带１８２厘米的反射望远镜，把绝对星等在１８等以上的阿波罗型小行星全部找到。
另外，中国科学院国家天文台在１９８５年开始实施施密特ＣＣＤ小行星计划，使用河北省兴隆观测基地６０ ／ ９０厘米施密特望远镜对小行星进行巡天观测。１９９５年开始的“近地小行星追踪计划”由美国ＧＰＬ和美国空军合作，使用美国空军在夏威夷毛伊岛地面电子光学深空监测站。１９９６年３月２６日，罗马成立了一个“太空防卫基金会”，由各国在近地小行星领域工作的一些知名天文学家组成。这个基金会准备在全球范围内组成专用的望远镜观测网，对近地小行星和彗星进行系统搜寻和监测。
美国宇航局把更多的精力投入在观测和研究小行星的本质方面，是纯铁的多还是石铁混合的多，然后采取对策。一旦发现大约１０千米的小天体有可能撞向地球，而且轨道越来越低了，这时候可以采取措施，放置太阳能帆板或大型火箭发动机，人为改变它的轨道，把近地小行星推离原来轨道。
木星及其卫星
木星是全太阳系中除了太阳就算第一的“巨人行星”。它确实在外形和质量上都要比所有其他行星合并起来还要大３倍。但与我们星系中央的巨大发光体比起来，还是远不可及的，即使是木星这样的庞然大物，也还不到太阳的千分之一。
在它的冲时（每年约迟一月——也就是１３月一冲），这颗行星很容易在晚间天空认出它的光彩与颜色。它那时是全天上星状物体中除去金星之外（有时候火星也会比它亮）最明亮的一颗，它和火星很容易分辨，因为它是白色的。如果我们用一架最小的望远镜，甚至用很好的普通望远镜来看它，就可立刻看出它不是一颗星似的点子，而是很不小的一个球体。我们还可见到有两道类似暗影的带子横在圆面上，这是二百多年前惠更斯注意到并且画出来的。用更大的望远镜看来，这些带状物就化成斑驳陆离的云状物，而且它们永在变化，不仅是每月不同，甚至每夜不同。每夜以及每小时仔细观测它们的情况，就可发觉这颗行星在约９小时５５分钟内绕轴自转一次。因此天文学家可以在一夜中看到它的全部表面轮流出现到眼前来。值得一提的是，我们现在所看到的木星的斑纹，与１０年前所看到的已经有了不少的区别。原因是苏梅克－列维９号彗星无意间闯入了木星的势力范围，被木星的引力吸引，并在１９９４年７月撞上了木星。这一次巨大的撞击大大地改变了木星表面的形象。
这颗行星有两个特色会立刻引起有望远镜观测者的注意。其中之一是圆面上光度并不平均，渐到边缘光度渐阴暗，光在近边缘处看来并不耀眼，而是柔软地散开了。从这方面说，它的情形与火星及月亮恰成对照。这边上的阴暗通常认为是由于围绕这颗行星的厚密的大气所造成的。
另一特色是这颗行星的形状——木星并不是正圆形，它的两极较为平扁，如同我们的地球，但远甚于地球。在别的行星上的观测者是很难发现地球与正圆球形之差的。木星的显著的扁率是由于它绕轴自转速度快使它的赤道部分凸起来了。
木星的可见的表面
在望远镜中所见的木星状貌同我们大气中所见的云一样多变。那上面常有延长的云层，其形成的原因也显然和我们大气中云层的来历一样——是由于空气的流动。在这些云中间，常可见到白色圆斑。那些云的颜色有时是淡红的，尤其是近赤道的部分。在赤道南和北的纬度中部区域的云是最暗最清楚的。就是这两处的云在小望远镜中呈现两条黑带。
木星的外观几乎在每一点上都和火星大不相同，最显著的一点就是完全没有固定不变的外貌。火星图可以精确地画出来并且经一代代人的验证，可是要画这样一幅永久的木星图却完全不可能。
虽然木星表面是这样的不稳定，却还有一些情形是经历了许多年不改的。其中最可注意的就是约在１８７８年出现于这颗行星南半球的纬度中部的红色大斑点，而现在通常被天文学家称为“大红斑”。这个巨大的斑点在鼎盛时期，长２．５万千米、跨度１．２万千米，足以容纳两个地球，非常容易看到。十年以后它开始消隐，但有时仿佛完全消失了，过些时间又重新明亮起来。这种变化一直持续至今。或许，将来这样的现象还将持续出现。人们认为大红斑是一个高压区，那里的云层顶端比周围地区高得多，也特别冷。在大红斑的下方还有一块白色的大斑点则是两百多年前被注意到的，现在还可以很清楚地被观测到。
木星的结构
木星的结构还是一个未决的问题。还没有一种假说可以立刻解释所有的事实。
也许木星的最可注意的特色就在它的密度之小。木星的直径约有地球的１１倍，因此它的体积要比地球大１ ３００倍以上，但它的质量却只比地球的３００倍多一点。故而，它的密度就一定要不如地球了，事实它的密度也只比水的大１／３。由简单的算术就可知道它表面上的重力约为地球表面上的２～３倍之间。在这样引力之下，我们很可假定它的内部遭了极大的压缩，而那儿的密度也要比较大的。如果它也是和地球表面一样由固体或液体物质构成，那我们上述的这些情形就一定可靠了。单从事实做结论，它的外层应该是由气状物质构成的。
除了这颗行星变幻莫测的形貌可以作为它有包围的大气的证据外，我们还有一个极可靠的证据来自它的自转规律——我们发现木星跟太阳有一点相同，它的赤道部分自转周期比北纬中部地方的自转周期短，虽然它绕的圈子更长。赤道附近与纬度中部的自转时间之差约为５分钟。这就是说，赤道部分在９小时５０分钟内自转一周，纬度中部则要９小时５５分钟才能自转一周。这就等于这两部分的速度的差是约每小时３２０千米；假如表面是液体或者是固体的，似乎绝不会有这种情形的——这一猜测已经被和苏梅克－列维９号彗星几乎同时接近木星的“伽利略”号木星探测器证实了。
木星由９０％的氢和１０％的氦及少量的甲烷、水、氨组成。这与形成整个太阳系的原始的太阳系星云的组成十分相似。来自“伽利略”号的木星大气数据只探测到了云层下１５０千米处，所以说，关于木星内部结构的探测还很有限。目前的推测是：这颗行星有一固体的冷的中心核，相当于１０～１５个地球的质量，核的密度也许可以和地球或其他固体行星相比。内核上是大部分的行星物质集结地，以液态金属氢的形式存在。液态金属氢由离子化的质子与电子组成，类似于太阳的内部，不过温度低多了。木星内部压强大约为４ ０００亿帕斯卡。
木星的卫星（1）
当伽利略第一次把他的小望远镜指着木星时，他高兴而惊讶地发现了它有四颗小小的伴侣。他一夜一夜地守望下去，发现它们都围绕着中心体转，正像行星绕太阳（值得注意的是，太阳中心说在当时是未被公认的学说）一样。这种与哥白尼的日心理论非常相似的结构很有力地支持了日心说。
这些小天体可以用普通的天文望远镜甚至廉价的玩具望远镜看见。有人甚至宣称曾经不借助任何工具，用肉眼就曾经成功地观测到了它们。如果没有木星的存在，它们一定是和肉眼所能看见的最小的星一样亮——但木星的光辉太强了，这才给肉眼观测这４颗木星卫星带来了困难。
虽然木星的４颗卫星有名字叫Ｉｏ，Ｅｕｒｏｐａ，Ｇａｎｙｍｅｄｅ，Ｃａｌｌｉｓｔｏ，但平常却依它们离行星远近来称呼它们。木卫二比我们的月亮小一点，木卫一却较之稍大一号。木卫三、木卫四的直径有５ １００千米，比月亮约大５０％；这是太阳系中最大的卫星，甚至比水星还要大。可是由于它们离太阳的距离比日月距离远了５倍，４颗联合起来照在木星上的光还没有地球上月光的三分之一。并且和月亮永远以一面对着地球类似，这些卫星也都永以同一半球对着木星——换句话说，它们自转与公转的周期相等。
１８９２年以前大家只知道这４颗卫星，后来巴纳德在里克天文台发现了第五颗，比前４颗更接近木星，也更暗淡得多。它在不到１２小时的时间内，就绕木星一周，这是除了火星内层卫星外已知的最短公转周期，但这还是比木星的自转周期长一点。而原先４颗卫星中最内的一颗，也就是木卫一，它的公转周期是１日又１８．５小时。而最外一颗则要差不多１７天才能环绕木星一周。
木星的第六颗、第七颗卫星是１９０４年、１９０５年佩林（Ｐｅｒｒｉｎｅ）在里克天文台发现的。两者离行星的平均距离差不多都是１ １００千米以上，公转周期约在８个月到９个月之间。紧接着又发现了另外更远的一对，总数一共是９颗了。木卫八是１９０８年梅洛特（Ｍｅｌｏｔｔｅ）在格林威治天文台发现的，木卫九是１９１４年尼科尔森（Ｎｉｃｈｏｌｓｏｎ）在里克天文台发现的。它们俩到行星的距离约自２ ４００万到３ ２００万千米，公转周期都超过了两年。除了在所有太阳系的卫星中离它们的主星算最远外，它们还有一点跟这系中大部分成员不同，就是它们从东往西旋转。
随着现代天文观测技术的发展，木星的卫星被越来越多地发现，到了现在，科学家们已经利用包括计算机在内的各种手段发现了６３颗木星卫星。
木星卫星中较外的四颗的轨道偏心率都比较内的大。这些卫星都很小，直径只有约１６０千米或许还少得多，因此只能用大望远镜才能看见。有人以为它们的来历与内层卫星不同。有不少天文学家认为它们也许是被木星的巨大引力捕捉到了的小行星和彗星——就和曾经的苏梅克－列维９号一样。
这４颗明亮的卫星在环绕木星旋转时有许多很有趣的现象，我们可以用小型的望远镜观测到。这就是它们的“蚀”和“凌”。当然木星也和其他不透明体一样是有影子的。这些卫星环绕木星在经过木星那一边的途中几乎是必定要从阴影中经过的（木卫四和更远的卫星有时是例外）。当一颗卫星进阴影的时候，它将渐渐黯淡，终至于完全消失。
木星的卫星（2）
因为同样的原因，当这些卫星绕到木星这一边时，往往会从木星圆面上经过。一般定律是，当一颗卫星刚开始侵犯木星时，它看来比木星更亮——这是因为木星的边上较暗。可是当接近了中央部分时，看起来则又没有后面背景亮了。当然这不是因为卫星的亮度有变化，只是因为木星的中央部分比边界更明亮——这一层我们已经提到过了。
同样有趣的是卫星的影子，在这种情形下常可见到这些影子投射在木星上，看来像一粒黑点伴随着卫星经过。
木星卫星的种种现象（包括它们以及它们影子的“凌星”）都在航海历书中有预报，因此一个观测者可以很清楚地知道何时能观测到“星食”或“凌星”。
那４颗最早发现的卫星中最内一颗的食约在不到两天内发生一次。一个在地球上未知区域内的观测者可借其时刻来判定当地的经度。他要先把自己的表与地方时的误差纠正——这是一种简单的天文观测方法，凡天文学家和航海家都熟悉的。然后，他把他所观测到卫星凌木（或者是食）的确切时刻与历书中预告的格林标准时比较一下。依照我们在本书“时间与经度”一章中所说的方法，就可依此差异得出当地的经度了。
但这方法并不十分精确。这种观测方法，其误差约为１分钟，或者说在赤道上有约２４千米的误差。
木星的光环
木星光环的发现纯属意料之外，只是由于“旅行者”１号的两位科学家一再坚持探测器在航行１０亿千米后，应该去顺路看一下木星是否有光环存在，于是意外地发现了木星的光环。后来地面上的望远镜也拍摄到了它们。木星的光环较暗（反照率为０．０５），它们由许多粒状的岩石材料组成。由于大气层和磁场的作用，木星光环中的粒子可能并不稳定地存在。这样一来，如果光环要保持形状，它们要被不停地补充粒子。两颗处在光环中公转的小卫星——木卫十六和木卫十七显然是光环资源的最佳候选处。
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