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01 太阳系 The Solar System（第2页）

除了轨道几乎共面，每颗行星绕太阳公转的方向也是一样的：从地球北极上方一个假想的有利位置进行观测，就会发现行星都是逆时针运行的。除金星和天王星，其他行星的自转也都表现为逆时针运动。由于逆时针运动很普通，它被称为“顺行”，而顺时针轨道运动或旋转则被认为是向后的，被称为“逆行”。

除了天王星，每颗行星的自转轴相对其公转轨道垂直平面的倾角都小于30°。水星自转轴倾角几乎是“完美的”，只有0。1°；地球的自转轴倾角为23。5°。从数万年的时间尺度上来看，行星自转轴的指向方向和倾斜程度都是会变化的，但从一个公转周期的时间尺度上来看，它们又是恒定的。轴倾角是行星上有四季的原因，当地球处在自转轴北端倾斜向太阳的那部分公转轨道时，北半球是夏天；6个月后，地球处在太阳的另一边，北半球是冬天。金星与天王星的自转与公转方向不一致。金星的自转轴倾角只有2。7°，它在逆行方向上的自转非常缓慢，这使得它一天的长度为116。7个地球日。而天王星的转轴倾角为82。1°，并进行快速逆行自转。天王星以前很可能遭遇过一场灾难性撞击，它被撞翻了，从开始的顺行自转变成现在这样，轨道倾角变为97。9°（180°减去82。1°）。这样的灾难能解释天王星的逆行自转。

行星的卫星

除了水星和金星，太阳系内所有的行星都有卫星或自己的“月球”。这些较小的天体离行星足够近，可以绕行星公转，而不绕太阳公转。严格来说，行星和它的卫星都围绕着它们共同的质心（或“引力中心”）运行。由于行星比它的卫星要大得多，所以它们的引力中心在行星内部。但通常情况下，我们完全可以认为卫星绕着它的行星转。大多数行星卫星的公转轨道都靠近其所在行星的赤道面，而且几乎所有的大型卫星都有顺行的公转轨道，即沿着行星自转的方向运行。

当然，地球的卫星是月球（Moon，这里要用大写的M）。月球是一个例外，因为与地球相比，月球相对较大，其直径为地球直径的27%，质量为地球质量的1。2%。巧合的是，月球与地球的距离使月球的大小看起来几乎与太阳相同。虽然太阳比月球大得多，但太阳离地球距离相对更远。当月球正好经过地球和太阳之间时，它会遮挡太阳的圆盘，导致日食。如果月球绕地球公转的轨道恰好与地球的公转轨道共面，那么在月球的每个公转周期（每个月），都会发生日食。但是月球的公转轨道与黄道的夹角为5。2°，所以日食很少见。月球的公转轨道与黄道有两个交点，只有当月球位于其中一个交点，并恰好经过地球和太阳之间时，才会发生日食。大约2600年前，尽管还没有完全理解日食发生的原因，巴比伦天文学家就已经算出了这些事件的周期性的本质并预测了何时会发生日食。这是巴比伦天文学家的伟大成就之一。

火星有2颗小卫星。木星有4颗直径超过3000千米的卫星（伽利略发现的），以及最近统计发现的59颗直径小于200千米（大多数小于4千米）的卫星。土星已知的卫星总数与木星相近，但土星只有1颗卫星能与木星最大的卫星相匹敌。天王星有5颗直径在400~1600千米之间的卫星，还有22颗已知的较小天王星卫星。海王星有1颗大卫星和12颗已知的小卫星。木星和土星大多数小的外部卫星（直径为几千米）是用望远镜（而不是访问这两颗行星的飞船）发现的，而对于天王星和海王星来说，肯定还有很多巨行星的微小卫星有待发现。用望远镜观测天王星和海王星的卫星尤其困难，主要原因有两个：一、这两颗行星的卫星离太阳远，没有那么明亮；二、它们离地球更远，所以即使它们和较近的卫星有同样的亮度，看起来也更暗弱。

在地质学上较大的卫星是非常有趣的事物，稍后我会详细介绍它们。所有的卫星对行星科学家来说都是有用的，因为可以利用它们给行星称重。由于卫星要小得多，行星的质量几乎完全占据了行星-卫星系统的主导地位。行星绕太阳的公转轨道依赖于该行星与太阳的距离以及太阳的质量，相应地，卫星的公转轨道周期也只取决于它与行星中心的平均距离和它们的总质量（可以用开普勒第三定律中的牛顿引力定律来计算）。

小行星、海外天体和彗星

这本书是关于行星的，不是关于整个太阳系的。值得注意的是，尽管其他天体都很小，并且它们的总质量相对来说微不足道，但这些天体的数量远远超过了行星及其卫星的数量总和。虽然行星科学家已经意识到这些“垃圾”天体的界定有些模糊，但它们大致可以被分为三类：小行星、海外天体和彗星。

小行星大小的上限是直径950千米（最大的小行星——谷神星的直径），但是没有下限。已有一些只有几十米宽的小行星，它们在接近地球时被探测到，还有一些更小的小行星掉落在地面上的残骸，被称为陨石。以前的人们认为小行星是被摧毁的行星的碎片，现在我们认为小行星不是行星的碎片。所有小行星的质量总和可能还不到地球质量的千分之一。有些小行星的不规则形状证明，它们已经经历过相互碰撞。

毫无例外，小行星的轨道运动都是顺行的。大多数小行星的轨道倾角小于20°，但它们轨道的偏心率通常比行星大。大多数小行星的轨道位于火星和木星之间，也就是所谓的“小行星带”。有些小行星离太阳更近，从地球轨道内侧穿过，有少数小行星甚至从水星轨道内侧穿过，还有一些已知的小行星在土星之外的轨道上运行。与陨石一样，大多数小行星是由岩石或碳组成的，但也有一些小行星是由铁和镍构成。据我们所知，小行星的成分往往没有那么多岩质，而是会有更多碳质，且最终随着小行星与太阳距离的变大而更加冰质化。

在海王星轨道之外，距离太阳30~55AU的地方，小型冰质天体变得很常见，甚至还有几个体积超过最大小行星的其他天体，这个区域通常被称为“柯伊伯带”，以荷兰裔美国人杰拉德·柯伊伯（GerardKuiper）的名字命名。柯伊伯在1951年预测，该区域是太阳系诞生后留下的冰质团。1943年，爱尔兰人肯尼斯·埃奇沃思（Keh）在一本不太知名的杂志上也发表过类似的言论，所以有些人更愿意把这条带称为“埃奇沃思-柯伊伯带”。第一个柯伊伯带天体是在1992年被发现并确认的，而到现在已经有数百颗柯伊伯带天体被编入了目录，包括冥王星。那些近日点距海王星轨道不远，但远日点与海王星的轨道距离达到约100AU的类似天体被称为“黄道离散天体（ScatteredDiskObjects）”，这些天体与柯伊伯带一起，组成了一个被称为“海王星外天体”（TrauNOs）的大家族。海外天体的轨道都是顺行的，它们的总质量可能是小行星带天体总质量的200倍左右（约等于地球质量的五分之一），总共可能有近10万颗大小超过100千米的海外天体。2005年发现的一个“黄道离散天体”，后来被命名为阋神星（Eris），它似乎比冥王星稍大。我们对阋神星和冥王星的质量测算结果很有信心，因为它们都有轨道记录良好的卫星，而这些轨道记录表明阋神星的质量比冥王星大28%。

彗星自古以来就为人所知，这是因为当彗星接近太阳时，那由气体和尘埃组成的尾巴将会伸展到天空中，这使得彗星瞬间看起来非常壮观。然而，彗星的固体部分只是一小块积满灰尘的冰（被称为“脏雪球”）。在大多数情况下，这部分只有几千米宽。大部分时间彗星都离太阳很远，只有当它们足够接近时，来自太阳的热量才会让它形成尾巴。彗星形成尾巴的情况很少发生，因为它的轨道偏心率很高，近日点通常在地球轨道内，远日点则在木星轨道附近或在木星轨道之外。有些彗星来自更远的地方，它们的轨道看起来像抛物线（无限长的椭圆），在历史记录中，它们只接近过太阳一次。这样的彗星属于“长周期”彗星，似乎是从距太阳约50000AU处，围绕太阳的不规则的壳中分离出来的——这个壳被称作奥尔特云（OrtCloud）。相比之下，“短周期”彗星很可能源于黄道离散天体。通过与一个同类天体的近距离接触，这些黄道离散天体被扰动到一个近日点与太阳距离较小的偏心轨道上。那些轨道周期为数百年的彗星的远日点仍然处在散盘中，但通过与一颗巨行星的近距离接触，它们的远日点可以被推到离太阳更近的地方，例如，哈雷彗星的远日点在海王星轨道附近，其轨道周期为75[1]年，而恩克彗星的远日点在木星轨道附近，轨道周期只有3。3年。彗星每次经过太阳时，太阳的热量会使彗星变暖，并使彗星因为蒸发失去质量。因此，在经过近日点不到1000次之后，彗星可能会变成由无冰岩石和尘埃组成的惰性物质，很难与小行星区分开来。

考虑到短周期彗星的来源，你可能也会猜到，它们的轨道是顺行的，轨道平面接近黄道。长周期彗星则没有这样的限制，它们的轨道平面可以是高度倾斜或者逆行的。

什么是行星

冥王星为什么会被踢出行星俱乐部

1930年，冥王星成为第一个被发现的海外天体。即使在我们都知道冥王星的尺寸很小之后（1978年发现了冥王星最大的卫星，因此确定了冥王星的质量），人们还是倾向于将冥王星视为第九颗行星。但随后，柯伊伯带（Kuiperbelt）里已知天体的数量增加到数百个，而且其中一些天体的大小与冥王星不相上下。若我们还将冥王星归为行星，而将其他柯伊伯带天体归为别的，这种分类显然很不合理。从逻辑上讲，当阋神星被证实比冥王星更重，可能还更大时，我们或者将所有的海外天体都称为行星，或者不称任何一个海外天体是行星。尽管如此，还是有许多人出于情感或历史原因，主张保留冥王星的行星地位。

因为“行星”一词从未被准确定义，所以将冥王星踢出“行星”俱乐部这一决定受到了阻碍。最终，2006年在布拉格举行了一次激烈的国际天文学联合会，会议上代表们投票通过了一些界定“行星”的标准，这基本解决了是否将冥王星踢出“行星”俱乐部的问题。在国际天文学联合会的规定中，有两个没有争议的标准是：第一，行星必须有足够的质量，使其自身的引力能够克服“刚体力”，呈现出流体静力学平衡的形状，即近似球形；第二，行星必须围绕太阳公转。第二个标准排除了像我们月球这样的大型卫星。

而关于行星的第三个标准才是决定性的那个：要被算作一颗行星，一个天体必须“清除了其轨道周围的所有天体”，仅剩下的是比它小得多的天体。这项测试，冥王星失败了。冥王星还没有将它的轨道周围清除干净，它与许多大小相似的天体共用了一个轨道区域，甚至还有质量大得多的海王星。但是海王星却通过了行星测试，因为它比同一轨道区域的其他任何天体（如冥王星）都要大几千倍。

采取了大胆但完全合乎逻辑的步骤后，冥王星被逐出行星俱乐部，国际天文学联合会似乎立刻就后悔了，然后为它创造了两个新的类别，是两个哦!在2006年的布拉格会议上，新造词——“矮行星”被定义为“一个轨道绕太阳的天体，它有足够的质量使得引力能将它拉成近球形，但没有清除其轨道附近的天体，并且它本身不是卫星”。要远程确定一个天体的形状是否“接近球形”是一件很困难且很有争议的事情，但国际天文学联合会还是采纳了这个定义，给冥王星、阋神星和谷神星（最大的小行星）颁发了一个安慰奖——称它们为“矮行星”。当时，国际天文学联合会承认其他大型海外天体在经过适当测量后，也可以被列为矮行星。在2008年，一个名叫鸟神星（Makemake）的柯伊伯带天体被发现了。我们认为鸟神星的大小约为冥王星的三分之二，通过了形状测试。鸟神星被承认为第四个矮行星，紧随其后的第五个矮行星被称为妊神星（Haumea）。

但国际天文学联合会似乎又后悔把类冥王星天体与谷神星混在一起，于是在2008年，又发明了一个新的术语——“类冥矮行星”，用来表示轨道平均距离大于海王星以外的矮行星。如此一来，谷神星就变成了唯一不属于类冥矮行星的矮行星，且目前可以肯定已发现的小行星中，再也没有大到能被归入矮行星这一类别的了。但是，可能还是有许多未被发现或未被详细记录的大型海外天体，它们将加入冥王星、阋神星、鸟神星和妊神星的行列，成为类冥矮行星和矮行星。顺便说一句，阋神星（Eris）是根据古希腊纷争女神命名的（想到阋神星引发的争议，这个名字恰如其分），而鸟神星（Makemake）和妊神星（Haumea）则分别是根据太平洋岛屿上掌管生育的神祇命名的。

这一切是如何发生的

越来越多的行星

直到最近，可能还有人认为行星是宇宙中的稀有物，但现在看来，行星显然是恒星形成过程中的一个常见副产品。因此，太阳系的存在只是太阳起源的一个结果。

人们认为，巨大的星云因自身引力坍缩形成了恒星。星云的主要成分是氢，还混合了其他一些气体和被称为星际尘埃的微小固体颗粒。星云收缩时，大部分物质会集中到位于中心的一个天体上。因为引力能在物质陨落的过程中转化为热能，这个天体会变得越来越热，最终，天体中心的压力和温度升得非常之高，氢原子核产生核聚变形成氦。在这一阶段的中心天体可以被称为恒星。星云在收缩的最后阶段会遗留下一些物质，行星就是由此形成的。在星云收缩的过程中，基于角动量守恒原理，星云任何一点初始旋转都会被加速，未被吸收到恒星中的物质会集中在恒星赤道面的圆盘上，和恒星沿相同的方向旋转。

这个旋转的圆盘就是行星形成的地方。产生我们太阳系的星云被称为太阳星云，“星云”（nebula）在拉丁语中是“云”的意思，天文学家们用它来表示太空中巨大团块的气体、尘埃或者两者的混合物。我们有充分的理由确信，太阳星云的组成大约是71%的氢、27%的氦、1%的氧、0。3%的碳，以及0。1%的氮、氖、镁、硅和铁。在太阳星云中，几乎所有的原始尘埃都可能被初期太阳的热量汽化了，但很快，星云内的环境就冷了下来，足够使新的尘埃颗粒凝结，通过化合作用它们变成了化合物，而不是单元素物质。氦不能形成化合物，所以大部分的可凝结化合物都包含有氢或氧。

在合适的局部温度和压力条件下，如果附近还有可用的各种元素——比如硅和各种金属——氧能够与它们结合，在星云内部形成一系列叫作硅酸盐的化合物。这是地球上常见的矿物，熔融岩石冷却时会结晶形成硅酸盐，但在太阳星云中，硅酸盐是直接从气体中生长出来的。只有当温度低到足以形成含氢化合物时，氢才会被结合进固体颗粒中，这种情况多数都发生在距离太阳超过5AU的地方。在与太阳距离为5AU的地方，存在一条被称为“冰线”的分界线；在这条所谓的“冰线”之外，由氢和氧组成的水分子可以凝结成小块的冰。在离太阳更远的地方，会形成更容易挥发的化合物：氢与碳结合形成甲烷，氢与氮结合形成氨，碳与氧结合形成一氧化碳或二氧化碳。在距离太阳约30AU处，温度低到氮可以凝结成氮冰。基于行星科学词汇的一个技巧，任何由水、甲烷、氨、一氧化碳、二氧化碳或氮（或这些物质的任意混合物）形成的固体都被称为“冰”，因为它们在来源和性质上都具有相似性。这意味着，为了避免模棱两可，行星科学家们在提到水结的冰时，必须特别指明是“水冰”，这么复杂的情况对地球上的人来说并不常见，因为地球上的温度太高，比水更容易挥发的化合物无法自然结冰。

凝结是这样一个过程：靠近太阳的硅酸盐和离太阳远一些的冰（还有那些剩余的硅酸盐）组成了第一代尘埃颗粒。它们没有凝结成更为致密坚硬的微粒，而是有着复杂的“蓬松”形状。所以当它们相互碰撞时，往往会粘在一起，而不是弹开来。在凝结开始后仅仅1万年，这些微粒通过碰撞，持续凝结和吸积（粘在一起），成长为直径约1厘米的球状体。再过10万年后，太阳系将由一群直径大约10千米的天体组成，这些天体被称为“星子”。它们都以相同的顺行方向围绕太阳旋转，并被包围在由剩余气体和尘埃构成的弥漫薄雾中。

最早期的一些微观颗粒藏身在陨石内部，它们得以被保持原样，所以我们知道凝结是在多久以前发生的。通过测量这些颗粒内部经历放射性衰变的产物，我们可以计算出它们的年龄。最早期的微观颗粒的年龄是一个特别好记的数字：45。67亿岁。最“原始”的陨石是从未经受加热或蚀变的星子碎片，被称为“碳质球粒陨石”，是我们研究早期太阳系环境的最直接证据。

到目前为止，天体间的碰撞基本上是一个偶然事件，可一旦星子的大小达到约10千米——很明显更大的星子会有更大的引力——就容易遭受更频繁的碰撞，它们的生长速度也因此超过了其他星子。这之后再过几万年，最大星子的直径就已达到1000千米左右，在这个过程中，它吞噬了大部分其他较小的星子。