木星冲日时间及其特征|大众天文学

木星是我们太阳系中的“巨行星”，其质量大大超过了所有其他行星的总和。它的平均直径约为85 000英里；但由于它在轴上的快速旋转，它的赤道比它的极地直径多5000英里。在体积上，它超过地球约1300倍，而在质量上，它超过地球约213倍。因此，它的比重远小于地球的比重，甚至小于水的比重。它与太阳的平均距离是4.8亿英里，但是由于轨道的偏心率，它的实际距离在4.57亿到5.03亿英里之间。它的公转时间是十二年少五十天。

图60：1876年3月21日15时38分（平均时间），被华盛顿大望远镜观测到的木星。由霍尔登教授绘制。

木星很容易因为它明亮的白光而被认出，除了金星以外，它比其他行星都要亮。为了便于对它的识别，我们给出了几年内冲日的日期。

1877年………………6月19日

1879年………………8月31日

1878年………………7月25日

1880年………………10月7日

1880年以后的四年里，它的冲日时间，平均来说，每年都会比前一年晚一个月零七天左右，即1881年11月中旬、1882年12月下旬等等，依此类推。在冲日现象出现前一两个月，人们可以看到它在晚上很晚才升起，而在冲日出现后的三个月里，它总是会在傍晚出现在东南和西南之间的某个地方。

木星的表面——除了太阳和月亮，在过去的几年里，我们的太阳系没有其他任何天体比这颗行星更为仔细地被检查过。与火星不同的是，木星表面没有真正永久的标记物，因此绘制木星的地图是不可能的。但是木星的表面总是呈现出非常多样化的外观。早期的望远镜观察者描述说光带和暗带在其表面上延伸。直到最近一段时期，人们习惯于将这些带描述为两个，一个在赤道以北，另一个在赤道以南。一般来说，它们被视为行星亮盘上的暗带；但令人好奇的是，惠更斯认为它们比表面的其他部分更亮。随着望远镜功能的增加，人们发现这些所谓的光带的结构比人们想象中要复杂得多，并且由许多分层的、云状的最斑驳的形态物组成。这些形态变化如此之快，以至于木星表面几乎不可能连续两个晚上呈现出相同的外观。它们在木星赤道两侧的某个距离处有强烈的标记，因此当使用非常小或不完美的望远镜时，会出现两条光带的外观。

这些光带的轮廓和行星某些部分的颜色似乎都会发生很大的变化。赤道地区，实际上是两条带之间的空间，通常呈玫瑰色。这种颜色有时非常明显，以至于最没经验的观察者也能很明显地观察到，而在其他时候则几乎看不到它的痕迹。

有时可以看到比光带上普通标记更持久一些的斑点。通过日复一日观察这些点，测量它们与视盘的距离，就可以确定木星在其轴上的自转时间。通常情况下，这些斑点是暗的；但在一些相当罕见的情况下，木星上会出现许多小的、圆的、明亮的斑点，像卫星一样。关于这些亮点，学界还没有给出任何解释。

从这些光带的易变性，以及木星表面几乎所有可见的特征来看，很明显，我们在这颗行星上看到的不是固体核的表面，而是覆盖整个表面并延伸到下面很深地方的蒸发或云状结构物。从表面上看，这颗行星上覆盖着一层又深又密的大气层，由于厚厚的云层和蒸汽，光线无法穿透大气层。在这些平行于赤道的条状云的排列中，以及在它们的形态随纬度的变化中，可能有类似于地球上云和雨的区域的东西。但近年来人们注意到，木星的物理结构似乎更多地类似于太阳而不是地球。像太阳一样，它的中心比边缘更明亮，这在它的卫星越过它的圆盘时会最明显地表现出来。当卫星第一次进入它的圆盘时，它通常看起来像是黑暗背景中的一个亮点；但当它的卫星接近圆盘中心时，它看起来像是行星光明背景中的一个黑点。中心的亮度可能是边缘亮度的两到三倍。这种朝向边缘的光的减弱，可能像太阳一样，是由于边缘附近的光要通过更深的大气层而引起的，因为吸收变得更弱。

图61：1861年2月27日，12时30分，在罗斯勋爵的大望远镜中看到的木星景象。

事实上，有时人们怀疑，木星与太阳更为显著的相似之处在于，木星部分是靠自身而发光的。曾经人们认为它实际上发出的光比太阳落在它身上的光还多；如果这一点得到证实，就可以断定它是自发光的。如果太阳照射在木星上的所有光在各个方向上都被平等地反射，我们可能会对这个问题有一定的把握；但在我们实际的知识状态中，我们却没有把握。佐尔纳发现木星的亮度可以通过假设它反射了所接收到的太阳光的62%来解释。但是，如果这是它的平均反射能力，那么它较亮部分的反射能力一定要大得多；事实上，它们是如此明亮，以至于它们必须部分地用自己来发光，除非它们反射回地球和太阳方向上的太阳光的份额与平均份额不相称。云不太可能做到这一点。另一方面，如果我们假设行星发出大量的光，我们会遇到这样一个事实：如果是这样的话，卫星在行星的阴影中会受到这种光的照耀。由于这些天体在这个位置完全消失，木星发出的光的数量一定很少。总的来说，这颗行星上较亮的点偶尔有轻微的自发光的可能性很小。

同样，木星内部似乎是一个巨大活动的所在地，我们只能将其归因于非常高的温度，就像太阳一样。这一点可以从它可见表面的快速移动中看出，它的可视表面在几个小时内经常改变其外观。太阳光很难产生如此强烈的影响，因为木星与太阳的距离太远，它只能接收到我们地球所接收到的光和热的二十五分之一到三十分之一。因此，很可能木星还没有像我们的地球那样被一层固体地壳所覆盖，但是它那白热的内部，无论是液态的还是气态的，除了热量产生的稠密的蒸汽外，没有任何东西能覆盖它。在这种情况下，当蒸汽刚从内部升起时，蒸汽可能是自发光的，并在达到其上升的上限后迅速冷却。

木星的自转——由于木星的物理条件，无法像火星那样，精确确定它的自转时间。因为没有我们经常能看到的固体外壳，观察到的旋转时间将是液体或蒸汽形成物的旋转时间，它们可能有自己的适当运动。然而，在某些情况下，已经观察一个点几个月了，因此可以肯定的是，它的自转时间大约是9小时55分钟。卡西尼第一次观察到这种斑点，他发现旋转时间为9小时55分58秒。直到施罗特在1785年到1786年期间观察到了一些瞬变点，才进行了进一步的精确观察。自转时间从9小时55分钟到9小时56分钟不等，由此他得出结论，大风暴在木星表面肆虐，并使形成这些斑点的云团产生了自己的运动。1834年11月，多帕特的马德勒观察到一个显著的点，并一直持续观察到次年4月，由此得出的旋转时间为9小时55分30秒；但是观察发现这个斑点的移动不均匀。艾里教授在剑桥观察到了同一个点，他发现旋转周期是9小时55分21.3秒。

最近的观察和研究表明，木星的赤道区域比其他区域旋转的时间更短，而且不规则性也更大，因此这也显示了该行星和太阳之间的另一个相似之处。因此，1871年，博茨坎普的洛希博士观察到木星赤道附近的一个点，在几天的时间里，用时9小时51分47秒完成了它的自转。其他赤道点的运动是非常不规则的，但它们的旋转周期一般比马德勒和艾里发现得要短。

伽利略最早用望远镜的发现之一是，木星上有四颗卫星以它为中心环绕着它旋转，形成了太阳系的一个缩影。就像太阳上的黑子一样，伽利略对这一发现的宣布受到了当时那些哲学家的怀疑，他们相信自然界的一切都是亚里士多德的著作中描述的。一位著名的天文学家克拉维乌斯说，要想看到这些卫星，必须有一个能产生它们的望远镜；但他自己一看到这些卫星，就改变了主意。另一位更为谨慎的哲学家拒绝把眼睛放在望远镜上，以免他看到卫星并被说服，不久之后他就死了。“我希望，”刻薄的伽利略说，“他在去天堂的路上看到它们。”

一个非常小的望远镜，甚至一个好的观剧镜（小望远镜），都足以观察到这些天体。事实上，有确凿的记录下来的证据表明它们曾被肉眼看到过。任何一只好眼睛都能看到它们，如果木星不在轨道上，毫无疑问，很难看到它们，这是因为行星的光芒对眼睛造成了干扰。如果眼镜的镜片是如此透明和纯净，以至于没有这样的眩光，那么很有可能看到两颗外部卫星，特别是如果它们恰好在一起的话。

然而，根据目前最精确的（但还不太确定的）测定，木星卫星的直径在2200到3700英里之间，第三颗是最大的，第二颗是最小的。因此，最小的体积非常接近我们的月球。

这些卫星的光线变化到了难以解释的程度，除非假设其表面经常发生剧烈变化。有时人们认为它们中的一些，像我们的月球一样，总是向木星呈现出相同的一面，它们亮度的变化是由于在绕木星一周的旋转过程中，持续面向木星的卫星的各个部分的颜色不同而导致的。但是，由柏林的奥威尔斯和莱普西克的恩格尔曼对它们的光线进行的仔细测量表明，这一假设并不能解释亮度的变化，有时这种变化是突然发生的，其程度令人吃惊。卫星距离如此之远，以至于无法对其表面进行望远镜检查。因此，我们无法寄希望于对这些变化做出任何解释。

木星的卫星给试图计算其相互吸引效应的数学家提供了很大的困难。它们轨道的长期变化很快，所以在行星的情况下适用的计算方法，在没有重大改变的情况下，无法应用在此处。它们相互吸引的最奇怪和有趣的效果是，三颗内侧卫星的运动之间存在着联系，这种联系在太阳系中其他任何地方都不存在。这两条定律表明了这种联系：

1. 第一颗卫星的平均运动加上第三颗卫星的平均运动的两倍，正好等于第二颗卫星的平均运动的三倍。

2. 如果我们把第一颗卫星的平均经度加上第三颗卫星的平均经度的两倍，再减去第二颗卫星的平均经度的三倍，那么最后的差总是180度。

这些关系中的第一条显示在下面关于卫星日平均运动的表中：

卫星 一 一天内移动………………203°.4890

卫星 二 一天内移动………………101°. 3748

卫星 三 一天内移动………………50°.3177

卫星 四 一天内移动………………21°.5711

卫星一的运动…………………………203°.4890

卫星三运动的两倍……………………100°.6354

和……………………………304°.1244

卫星二运动的三倍………………… 304°.1244

首先从观测结果中发现，这三颗卫星几乎是按照这个规律一起移动的，没有探测到任何偏差。但还不知道这只是偶然的巧合还是真实的自然规律，直到拉普拉斯表明，如果它们像观察到的那样以这种方式运动，它们的相互引力就会产生一种非常微小的力，足以使它们保持在这种相对地位永远不变。在这种情况下，有一些类似于月球的自转，一旦月球开始向地球呈现同一个面，因为地球引力的微小残留，它总是保持在那个位置上。

我们已经说过了从这些卫星的日食中发现光的渐进运动，以及用这些日食粗略确定经度。日食和它们在木星表面上的横越，都为一个有足够功率的望远镜，比如四英寸孔径或更大孔径的望远镜，提供了有趣的观测对象。为了便于观察，美国和英国航海年鉴里都预测了这些现象的发生时间。

按照远近顺序，土星是距离太阳的第六个主行星，它围绕太阳的公转周期为29年，与太阳的平均距离约为8.8亿英里。在质量和大小上，它与木星相近。为了显示行星质量的差异，我们可以参考已经给出的表格，表明虽然土星的质量不及木星的三分之一，但它的质量大约是比它小的六颗行星质量总和的三倍。它的周围环境使它成为太阳系中最宏伟的天体。已知没有其他行星拥有超过四颗卫星，但土星拥有不少于八颗卫星。它还被一对环包围着，环的内部直径约为100 000英里。这些环的面貌会有很大的变化，其原因很快就会在书中呈现。行星的遥远距离使得研究它的细节变得困难，除非使用最高倍率的望远镜。土星、土星环和土星卫星的整体组合通常被称为土星系。

土星通常是中等大小的一等星的亮度，带着暗淡的红光，就像透过烟雾弥漫的大气层观察它一样。然而，它的表观亮度在不同的时期是不同的：在1876年到1879年，因为它的环几乎是侧面朝向，所以它比平均亮度要弱。从1878年到1885年，它将不断地变亮，因为土星环向地球“张开”，而且行星要接近它的近日点了。冲日现象发生时间如下：

图62：土星及土星环景象

1877年………………9月9日

1879年………………10月5日

1878年………………9月22日

1880年………………10月18日

在以后的几年里，冲日现象每年会比前一年晚13天发生，因此，把这一数字加在每年的日期上，就可以一直找到19世纪末的冲日发生时间，误差也就几天。

土星的物理结构似乎与木星非常相似，但由于它的距离是木星的两倍，还不能很好地研究它。天体离太阳越远，被照亮得就越不明亮；离地球越远，它看起来就越小，因此要想获得距离更远的行星的最佳视野就有双重困难。当在有利的条件下进行研究时，土星的表面被认为是多样的，带有非常微弱的标记；如果使用高倍率的望远镜，两条或多条非常微弱的条纹或光带可能平行于其赤道，最明显的条纹或光带位于赤道上，或非常接近赤道。就像木星的情况一样，这些光带有时会改变它们的面貌，但是它们太微弱了，所以这些变化不容易被跟踪到。因此，总的来说，很难确定我们是否在不同的夜晚看到的是土星的同一面；因此，只有在特殊的时刻下才可以确定它自转的时间。

已知在土星上有一个清晰的斑点，保持的时间足够长，能以此来确定其自转周期的第一次特殊时刻是在W.赫歇尔爵士的时候，他从几个星期的观察中发现自转时间为10小时16分钟^[1]。没有进一步的机会来确定这一周期，直到1876年，那时土星球体上突然出现了一个全新的外观。1876年12月7日晚，霍尔教授一直在用华盛顿大望远镜对土星卫星进行测量，他在土星赤道附近看到了一个明亮的白点。似乎有白色热物质突然从内部爆发出来。这个光斑逐渐向土星的东边扩展，形成了一条长长的光带，其中最亮的一点就在光带的末尾。直到来年一月它一直可见，当它变得模糊和不清晰时，土星也在太阳光中消失了。

在发现这一显著现象后，霍尔立即向该国各地区的其他观察员发送了信息，在12月10日，好几名观测者看到了这一现象，他们注意到了由于土星的自转，这个亮点穿过土星圆盘中心的时间。从所有的观察结果来看，霍尔教授发现土星的自转周期是10小时14分钟，正如我们所说，以靠近光带末端的最亮的一部分作为观察点。如果选择光带条纹的中间段作为观察点，所计算的时间就会少一些，因为明亮的物质似乎是沿着行星的旋转方向运动的。由于这是一种风，后者的速度应该在每小时50到100英里之间。

土星最不寻常的特征是它被巨大的环体系所环绕。对于早期的望远镜学家来说，当时他们无法获得足够的光学放大倍数来精确地观察它是什么，这一特征就变成了一个巨大的困惑和意见分歧的起源。对伽利略来说，它使这个行星看起来具有三种形状——一个大的球体，每边各附属一个小的球体。在他观察了一两年之后，他非常困惑地发现附属物已经完全消失了，使得土星像其他行星一样成为一个单一的圆形球体。让他更为懊恼的是，他以前所看到的那种奇怪的外形，可能是由于他的望远镜的某种光学错觉造成的，这种忧虑在当时的情况下并不是不正常的。据说（我不知道依据的是什么权威），他对他所陷入的所谓的骗局非常恼火，以至于他再也不观察土星了。

几年的时间足以让其他拥有更强大望远镜的观察者明白，那种奇怪的外形不是幻象，而是时不时变化的。我们从惠更斯的《土星系》中引用了几张照片，展示了在望远镜出现的最初四十年里，不同的观察者是如何呈现它的。如果读者将这些图片与土星和土星环的实际图片相比较，他将看到有多少观察者接近了正确的表观形态，尽管没有人知道这是一种什么样的附属物。

最终解开谜团的是惠更斯，我们已经讲过他的长望远镜。1655年3月和4月，他观测了土星，发现与前几年呈现弯曲手柄外观的附属物不一样的是，现在看到的是一条细长的手臂笔直地伸出了土星的两侧。来年的春天，这只手臂消失了，这颗行星看起来像是1612年伽利略看到的那样完美的圆形。1655年10月，那个把手形的附属物又出现了，就像他一年半以前看到的那样。在他敏锐的数学和机械头脑中，这种手柄状物消失的模式足以说明了形成其表观形态的原因。在等待未来观测以完全确认的时候，他以下列字母组合的形式将他的理论传达给了他的同行天文学家们。这些字母组合被打印在他的一本有关土星卫星发现的小册子结尾处，没有解释：

图63：在土星环被确认之前，由不同的观察者绘制的土星图样如下：Ⅰ.1610年伽利略给出的形状；Ⅱ.1614年，谢纳绘制的“展示土星的耳朵”；Ⅲ.1640年和1643年，里奇奥卢斯绘制的；Ⅳ.，Ⅴ.，Ⅵ.，Ⅶ.是由赫韦利乌斯绘制的，显示在不同角度的变化下所看到的环；Ⅷ.和Ⅸ.由里奇奥卢斯绘制，1648年到1650年之间，最大角时所看到的土星环；Ⅹ.是由一位化名为欧斯塔·西乌斯的耶稣会会士绘制的；Ⅺ.由方塔纳绘制；Ⅻ.由加森迪和布兰卡努斯绘制，以及XIII.由里奇奥卢斯绘制。

aaaaaaa ccccc d eecee g h iiiiiii llll mm nnnnnnnnn oooo pp q rr s ttttt uuuuu，

经过正确排序，可解读为——

“Annulo cingitur， tenui， plano， nusquam coharente， ad eclipticam inclinato”（有环围绕，薄而平，到处不相接触，与黄道斜交）。

这一描述非常完整和准确，并使惠更斯能够对从地球上所看到的土星环的各种相位给出令人满意的解释。由于这个环极端薄和平坦，当它的边缘朝向观察者或太阳时，在当时的望远镜中是完全看不见的。这在土星的每一次公转中都会发生两次，这与地球赤道在一年中两次朝向太阳的方向是相同的。这个环与行星轨道平面的夹角为27度，相对应于地球赤道和黄道之间23度的夹角。从地球上看到的土星总体情况与从太阳上看到的情况非常接近。当土星围绕太阳旋转时，环的轴和平面在空间上保持相同的绝对方向，就像地球的轴和赤道的平面一样。(www.xing528.com)

当行星处于其轨道上的一部分时，太阳或地球上的观察者将以27°的倾角看到环的上部或北部。这是我们所能看到环的最大角度，即当土星位于262度黄经时，在人马座中的位置。当行星旋转了四分之一圈后，环的边缘朝向太阳，而且由于其极薄，只有在最强大的望远镜中才能看到它是一条极细的光线，伸展在行星的每一侧。在这个位置时，行星位于黄经352度，在双鱼座处。当行星进一步移动90°时，太阳或地球上的观察者再次以27°的角度看到了这个环；但现在看到的是它的下部或南部。这颗行星此时位于黄经82度，位于金牛座和双子座之间。当它再移动90°，到达黄经172度，在狮子座中时，环的边缘再次朝向地球和太阳。

因此，土星轨道上有一对相对的点，在这两个点上，土星环的边朝向我们，第一对相对点的中间有另一对相对的点，此时环被观察到的最大倾角约为27度。由于土星29年才完成一次公转，这些阶段的平均间隔约为七年零四个月。以下是它们发生的一些时间点：

1870年：土星位于天蝎座和人马座之间，环的宽度最大，北面可见。同一阶段在1899年底重现。

1878年（2月7日）：圆环的边缘朝向太阳，因此只能看到一条细线。这颗行星当时在水瓶座和双鱼座之间。

1885年：土星位于金牛座，环的南侧将成为整个环的最高处。

1892年：环的边缘再次朝向太阳，土星位于狮子座。

由于地球的运动，环的边缘朝向它的时间与朝向太阳的时间并不是精确对应的。在土星轨道上，土星环边缘朝向地球与朝向太阳的方向一致的情况，可能发生的范围仅占整个轨道空间的几度，非常小。用强大的望远镜观察光环最有趣的时刻是在太阳照在光环的一侧，而黑暗的一侧指向地球时的罕见时刻。在这种情况下，环的平面如果延伸到足够远的地方，就会在太阳和地球之间通过。在1878年2月9日到3月1日之间会发生这种情况；但不幸的是，当时地球和土星位于太阳的两边，因此土星几乎在太阳光线中消失，只能在日落后的西边低处观察到。1891年，土星的位置几乎同样不利于观测，因为它只能在当年10月下旬的清晨，土星刚升起时才可以观测到。事实上，一个好的机会直到1907年才会出现。在北纬地区，在1881年到1889年间，可能获得土星及其环的最佳望远镜景象，因为在这段时间内，土星经过其近日点，同时也是北赤纬最大的点，而环的开口范围最广。事实上，这三个最有利的条件几乎都在1881年到1985年出现。

继惠更斯之后，在土星环上的下一步发现是由一位名叫鲍尔的英国观测者所做的，如果没有这个发现，他在天文学上就只是个无名小卒，他发现实际上有两个环，被一条狭窄的暗线分开。两个环的宽度是不相等的，内环比外环宽几倍。如果大气稳定，一个中等大小的望远镜就足以在环的极限点附近发现这一分界线；但需要一个大望远镜和很好的观察能力才能在环的那一部分（在观察者和土星球体之间的那一部分）上一直追踪它。其他的分界线，特别是外环上的分界线，有时会被各种观测者怀疑，但如果真的存在，它们一定只是暂时的，是可以形成又可以再次闭合的线。

1850年12月，剑桥的邦德教授发现了土星的第三个环，天文界对此感到惊讶。它位于已知的环和土星之间，与内环的内缘相连。它看起来像一圈黑纱，颜色很暗，很模糊，在小型望远镜中很容易被忽视。拉塞尔先生和道斯先生在英国看到了它，后来邦德团队正式宣布了它的存在。早在1838年，加勒博士就曾在柏林看到过类似的景象；但天文台台长恩克（Encke）就这一问题发表的论文并没有很清楚地描述这一景象。事实上，在研究18世纪早期观察者的描述时，我们有一些理由怀疑他们看到了这个暗环；但这些描述都不足以确定事实。奇怪的是，一个像现在这个环这样简单的物体是否会被以前所有的观察者忽略？

土星环中是否发生了各种各样的变化，这是一个尚未解决的问题。我们有一些理由相信，在环中不时被我们注意到的假定的额外分割只是视觉错误，部分是因为已知的存在于环的各个部分的阴影。参照土星的示意图，我们可以看到，外环周围有一条阴影线，大约在从内缘到外缘的三分之二处。然而，这条线并不像已知的分割线那样细而尖，但似乎向每一条边逐渐变暗。当那些认为自己在这个环中看到了分界线的观察者在这个阴影线的位置看到它时，且没有将后者与前者区别开来时，有理由相信他们把这个永久性阴影线误认为是一个新的分界线了。内环在其外缘附近最亮，并逐渐向内缘变暗。在这里，阴影线与内环相连，并延伸到与行星距离的一半处。

正如1874年秋天用大型华盛顿赤道望远镜所看到的那样，亮环的内边缘或暗边缘和暗环的外边缘之间没有巨大或突然的对比。有人怀疑，一个环用不可察觉的渐变方式逐渐过渡到另一个环上。正如一些观察家所认为的，没人能暂时假设这两个环之间是分离的。所有这些考虑都引起了这样一个问题：暗环是否会以牺牲内里的亮环为代价而增长。

1851年，斯特鲁维提出了一个关于土星环变化的非常令人吃惊的理论。这个理论与由于整个环向内扩张，环的内边缘逐渐接近行星的情况不相上下，因此中心朝向张角变小。建立这一理论的数据是十七世纪的天文学家，特别是惠更斯，对这些环的描述和描绘，以及后来天文学家直到斯特鲁维发表论文时所进行的各种测量。环与行星之间的空间缩小的速度似乎是每世纪减小约1".3。以下是斯特鲁维所使用的根据古代观察者的描述和现代观察者的测量得出的数字：

如果这些估计和测量确实是准确的，他们会毫无疑问地确认土星环对土星球体的渐进式接近这一事实，这种接近，如果继续以相同的速度进行，将在大约2150年时使环的内边缘接触到土星。但是在测量土星环的内缘这样的物体时，正如我们刚才所说，它似乎逐渐消失在这个模糊的环中，不同的观察者总是会得到不同的结果，从W.斯特鲁维开始的四个观察者之间的差异不大于在测量轮廓不确定的物体时经常碰到的差异。因此，考虑到如此巨大的宇宙变化以如此之快的速度进行是极不可能的，斯特鲁维的理论一直受到其他天文学家的怀疑。

同时，如果不假设这种变化，就不可能将早期观察者的描述与现在所见的环的明显外观统一起来。现在最不经意观察土星的人会发现，这两个亮环在一起的宽度，如果不是亮环内边缘和行星之间暗空间两倍大的话，至少也是这个空间的一半宽。但是惠更斯把这个黑暗空间描述为大约等于环的宽度，或者更大一点。假设那个时候的圆环和现在一样，这个误差会不会是由于他的望远镜的缺陷造成的？不会，因为望远镜的不完美会直接导致相反的效果。旧的望远镜都会将行星和其他明亮的物体显示得太大，因此，由于它们不完美的镜片产生的光渗，暗空间会显得太小。在图63中，由那些看不清土星环的人提供的老图片，有力地证实了斯特鲁维的观点。在几乎所有的情况下，黑暗的空间都比土星环的边缘更明显。但是，如果我们现在通过一个非常糟糕的大气层来观察土星，虽然环的椭圆轮廓可能被清晰地辨认出来，但是行星和环的光的侵入几乎会抹去黑暗的空间。因此，这些问题的完整解决方案要留给未来的观察员。

研究人员在解释土星环时遇到的困难与我们所描述的那些困难具有相同的性质，那些困难指的是有关太阳外壳的分光镜发现。他们说明了一个哲学格言，即惊讶是一知半解的结果——我们可能会用这个术语来表示人们在试图解释自然现象时遇到的所有困难和困惑——并且惊讶不会存在于完全的无知或完全的了解中。那些完全无知的人对什么都不感到惊讶，因为他们什么也不期望，而对即将发生的事情的完全了解也排除了同样的感觉。两个世纪前的天文学家们看到这个事实时一点也不惊讶：一对环围绕着一颗行星，并伴随着它在其轨道上运行，因为他们不知道引力对这些环状物体的影响。但当拉普拉斯研究这个问题时，他发现围绕行星的均匀圆环不可能处于稳定平衡状态。当它一直保持良好的平衡时，最小的外力，卫星或遥远行星的引力，都会破坏平衡，环很快就会沉淀在行星上。因此，他指出，这些环的形状一定是不规则的，正如赫歇尔认为他所看到的那样；但他没有研究这些不规则是否会使平衡真正稳定的问题。

这个问题随后在美国由皮尔斯和邦德教授提出。后者是从观察到的假定结果开始的：新的分裂会不时地出现在环中，然后再次闭合。因此，他推断土星环必定是流体的，为了证实这一观点，他证明了即使是一对不规则的固体环也不可能满足所有必要的稳定和自由运动条件。皮尔斯教授从数学的角度对同一课题进行了研究，发现不规则固体环的任何可能形式都不会处于稳定平衡状态，因此他采用了邦德的观点，认为土星环是流体的。进一步调查之后，他发现，如果没有外部的支持，即使是流体环也不会完全稳定，他将这种支持归因于卫星的吸引力。但拉普拉斯没有证明不规则性会使环稳定，所以皮尔斯只能转而依靠卫星的吸引力，将其作为一种渺茫的希望，但他没有证明流体环在其吸引力的影响下确实是稳定的。事实上，现在有人似乎很怀疑这个吸引力是否会产生皮尔斯所设想的效果。

接下来的一个进展，我们也可以说是最后一个重要的进展，是由英格兰的J.克拉克·麦克斯韦教授在1856年的亚当斯获奖论文中提出的。他提出了对固体环和液体环的反对意见，这个反对意见似乎是无法反驳的，并使卡西尼在18世纪初提出的一个理论重新复活^[2]。这位天文学家认为这个环是由卫星云形成的，这些卫星云里的卫星太小了，无法在望远镜中单独看到。这些卫星相互之间离得太近，也无法看到它们之间的空隙。这是目前普遍采用的土星环的构成观点。土星环之所以看起来坚固连续，是因为卫星太小太多，无法单独观测。它们就像是构成云雾的单独的小水滴，在我们看来，就像是固体物质。在暗环中，粒子可能是如此分散，以至于我们的观察可以穿透卫星云，它看起来很暗的原因只是粒子的数量相对较少，所以在远处看来，它们像是雕刻的模糊点画。

这就产生了这样一个问题：亮环某些部分的相对黑暗是否可能不是由于粒子的贫乏造成的，因为粒子的贫乏会使天空的黑暗背景得以看穿。在进一步观察之前，这个问题不能得到肯定的回答；但是大多数证据有利于这样的观点：整个亮环是不透明的，而黑暗的阴影完全是由于环的那部分颜色较深。事实上，对于我们确定知道的任何事情，整个环可能是连续和不透明的，一些部分较暗的阴影仅仅是由于粒子的颜色是黑色的。由于上面的天空从开口处显现出来，或者可以说是从土星环的黑色中显现出来，环的这一部分是否看起来是黑色的呢？最终解决这个问题的唯一方法，就是去观察一颗恒星或其他物体是否可以通过这个黑暗空间被看到。但是通过土星环看到一颗明亮恒星的机会还没有出现。解决这个关于暗环的问题最容易想到的方法是去注意土星本身是否可以透过暗环被看到；但是由于暗环的不清晰的一面，这比想象中要困难得多。拉塞尔和特劳夫洛特的证据都支持这样一种观点，即土星环是部分透明的；但当土星环在1882年被我们看到后，需要重复他们的观察。

当惠更斯在1655年开始观察土星时，他在行星附近看到了一颗星星，几天的观察使他能够认出这是一颗大约15天围绕土星公转一周的卫星。在他的《土星系》中，他大胆地表达了这样的观点：这一发现使太阳系变得完整，太阳系现在由六颗行星（当时土星是已知的最外层的行星）和六颗卫星（地球上的一颗、木星上的四颗和土星上的这颗）组成，组成了十二这个完美的数字。因此，他确信再也不会发现卫星了，而且因为找不到其他卫星，他很可能失去了获得额外发现的荣誉。

在做出这个预测的12年后，卡西尼在惠更斯发现的卫星外发现了第二颗卫星，几年后，他又在卫星内发现了另外三颗卫星。一位天文学家发现了四颗卫星，这是法国科学的一个亮眼成果，法国政府为纪念这些发现而颁发了一枚奖章，上面刻有“土星卫星原始认知”的字样。这五颗卫星终结了一个多世纪以来已知的卫星数目。1789年，赫歇尔发现了两个新的卫星，比卡西尼发现的卫星更靠近卫星环。环与内环之间的空间非常小，即使在最强大的望远镜中，卫星也一般看不见。最后，1848年9月，哈佛大学天文台的邦德先生在观测土星环时发现了第八颗卫星。奇怪的巧合是，就在邦德先生探测到它的几晚之后，这颗卫星就被英国的拉塞尔先生发现了，这些天体的名称如下表所示，其中卫星按它们与土星的距离排序。距离以土星的半直径为单位表示。更精确的元素见本册附录。

这些卫星的亮度，或者更确切地说是能见度，跟它们的发现顺序一样。最小的望远镜将能看到土卫六，中等大小的望远镜将显示土卫八在其轨道的西部。四到五英寸口径的望远镜将显示土卫五，也许还能看到土卫三和土卫四；而七或八英寸的望远镜是土卫二所必需的，即使有了这样的口径，也可能只能在它离土星最远的距离看到它。除非环的边缘被看到，然后再配备一个大望远镜，大概12英寸或以上，否则土卫一也只能在这同一个位置附近被看到。最后，只有最强大的望远镜才能识别出土卫七，这不仅是因为它的模糊性，而且因为很难将它与微小的恒星区分开来。

所有这些卫星，除了土卫八，几乎都在土星环的平面上旋转。因此，当环的边缘朝向地球时，卫星看起来似乎从土星的一侧直线摆动到另一侧，就像串上的珠子一样沿着环的薄边缘运行。这个阶段提供了观看内部卫星土卫一和土卫二的最佳机会，因为它们不再被光环的光辉所遮蔽。

土卫八是所有卫星中最外层的一颗，它有一种非凡的特性，即在其轨道的一部分时，它是除土卫六外最亮的卫星，而在轨道的对面部分时，它几乎和土卫七一样微弱，只能在大型望远镜中看到。当它在土星西边时，它是明亮的；当在土星东边时，它是微弱的。这种特殊性只能通过假设这颗卫星和我们的月球一样，总是向行星呈现同一个面，而且它的一边是白色，另一边是强烈的黑色来解释。这种解释的唯一困难是，是否有任何已知物质像这颗卫星的那一面那样黑，这是值得怀疑的，必须解释这种亮度的巨大变化。

天王星是土星之外的下一颗行星，与太阳的平均距离约为17.7亿英里，每84年完成一次公转。它像一颗六等星体一样闪耀，因此如果你知道在哪里可以找到它，你可以用肉眼看到它。1879年2月11日是它的冲日时间，19世纪余下时间里的冲日时间可以通过在1877年之后每年增加4天来确定。要想用望远镜或肉眼轻易找到它，必须求助于航海年鉴，天王星当年每一天的位置都已在年鉴上给出（赤经和赤纬）。

当然，最小的望远镜会将这颗行星显示为一颗恒星，但要识别它的圆盘，至少要使用100倍的放大率，而对于任何一个不熟练的观察者来说，200倍的放大率是必要的。正如在一个大型望远镜中看到的，这颗行星有着确定的海绿颜色。行星圆盘上还没有确定地看到任何标记，因此也没有确定由于轴向旋转而产生的变化；但可以肯定的是，它确实与围绕它旋转的卫星在同一平面上旋转。

天王星的发现——这颗行星是由威廉·赫歇尔爵士于1781年3月发现的。他从它的圆盘上看出它不是一颗恒星，从它的运动上看出它不是一个星云，就把它当成了彗星。他起初并没有想到它可能是一颗新行星；因此，他将自己的发现告知了皇家学会，说它是一颗新的彗星。于是，不同的计算天文学家试图从赫歇尔和其他人的观测中找到这颗假定的彗星的轨道，假设它像其他彗星一样以抛物线运动。但是这个天体的实际运动经常偏离计算出来的轨道，偏离的程度很大，因此必须重复进行新的计算。几周后，人们发现，如果它以抛物线运动，离太阳最近的距离必须至少是地球与太阳距离的14倍，比任何已知彗星的近日点距离大很多倍。这一声明暗示了必须采用其他一些假设，然后发现所有观测结果都可以很好地用一个半径为地球轨道半径19倍的圆形轨道来表示。因此，这个天体就应是一颗行星，其运动距离是土星的两倍。

赫歇尔带着一种值得称道的感激之情，感谢那位为他的各种发现方法提供资助的皇室赞助人，他提议称这颗新行星为乔治王星。这个名字与“格鲁吉亚人”这个名字一起在英国一直被使用到1850年，但从未在欧洲大陆使用过。拉兰德认为这颗行星最合适的名字是它的发现者，因此建议称它为赫歇尔星。但这个名字与前一个名字一样不太受欢迎。其他几个名字也被提出了，但天王星的名字最终被普遍采用。博德认为这是最合适的，理由是我们太阳系中最遥远的天体可能正适合以最古老的神的名字命名。

在精确计算出行星的椭圆轨道，并绘制出它在天空中的轨迹图之后，人们发现它被视为一颗恒星的次数多到令人惊讶，而观察者们却没有考虑过要去怀疑它是否具有行星本质。它穿过了他们望远镜的视场，他们注意到了它的凌日时间，或者它的赤纬，或者两者兼而有之，但是他们只是把它看成是它当时所处的星座里一颗未命名的恒星，记录在了他们的日志上。弗拉姆斯帝德曾五次看到过它，第一次观测到是在1690年，比赫歇尔发现它早了近一个世纪。最不寻常的是，1768年12月和1769年1月，巴黎的勒莫尼耶连续八次接连不断地观察到它。如果那位天文学家费点劲去减少并比较他的观测结果，他可能会先于赫歇尔十二年发现它。事实上，考虑到肉眼很容易看到这颗行星，这说明了对星体进行编目所付出的一点点努力，即没有望远镜它是不可能被发现的。

天王星的卫星——1787年1月和2月，赫歇尔发现天王星有两颗卫星伴随，其中内卫星的绕行星公转时间不到9天，外部的公转时间为13天半。这两颗卫星的存在已经得到了他的观测结果的充分证实，并且在最近经常被观测到。它们可以用一英尺及以上口径的望远镜看到。后来赫歇尔对其他卫星进行了非常艰苦的搜索。他遇到了许多困难，不仅是因为目标极度模糊，而且因为难以确定他可能看到的目标究竟是卫星还是恰巧在附近的一颗小星星。最后，他宣布可能还有四颗卫星，其中一颗的轨道在两颗已确定卫星的轨道内，一颗在两颗已知卫星轨道之间，还有两颗在两颗已知卫星轨道之外。这使天王星的卫星总数变为六个；虽然赫歇尔提出的支持另外四颗卫星存在的证据是完全不充分的，而且它们的存在已经被完全否定了，但它们在我们今天的一些天文学书籍中仍然有所体现。

半个世纪以来，没有比赫歇尔望远镜更强大的望远镜去观测过天王星，关于那些可疑目标是存在还是不存在的问题也没有任何额外的线索。最后，大约1846年，英国的威廉·拉塞尔先生建造了一个两英尺口径的反射镜，我们之前已经说过这个望远镜了，它的清晰度非常高，在光学倍率上超过了任何旧仪器。用这个望远镜他成功地在两颗较亮的卫星的轨道内发现了两颗新卫星^[3]，但没有发现赫歇尔提到的任何其他卫星的踪迹。在英国的气候中，他只能对这些天体进行非常不完美的观测；但在1852年，他将望远镜暂时移到了马耳他，以利用该地区更纯净的天空，并在那里成功地以相当高的精度确定了它们的轨道。它们的公转时间分别是2天和4天。它们可能被公认为是行星系统中已知的最难发现的物体；事实上，只有少数现存最强大的望远镜才能确定地看到它们。

事实证明赫歇尔怀疑的卫星是不存在的，拉塞尔先生的大型反射镜和华盛顿的26英寸折射镜，这些望远镜在光学上都是比赫歇尔望远镜更强大的，都被用来寻找过那些卫星，却徒劳无功。可能还有其他卫星尚未被发现，但如果是这样，它们肯定太微弱了，无法被赫歇尔发现。海军天文台的霍尔登教授试图证明赫歇尔对他所设想的内部卫星的一些观察，实际上是对拉塞尔后来发现的物体的一瞥。他通过赫歇尔每次观测的日期表计算这些内部卫星的位置，并将其与赫歇尔观测到的物体位置进行比较，从而完成了这项工作。在四个例子中，结果的一致已经足够接近，可以证明赫歇尔确实看到了真正的卫星；但拉塞尔先生将这些巧合归因于偶然，并对霍尔登教授的观点提出了质疑。

天王星卫星最显著的特点是其轨道向黄道倾斜的角度大。与所有其他行星和卫星的轨道不一样的是，它们不是以小角度倾斜，而是几乎垂直于黄道；实际上，在几何意义上，它们的角度超过了垂直，因为天王星卫星在其轨道上的运动方向是逆行的。要将普通卫星的轨道位置改为这些卫星的轨道位置，必须将其倾斜100°以上；因此，假设轨道为水平面，天顶对应的点在地平线以下10°处，上表面的倾斜度会超过垂直线，以便成为两个表面中较低的。

卫星的观测为确定天王星的质量提供了唯一准确的方法；因为，在邻近的行星，土星和海王星中，对第一个行星（土星）的观测过于不确定，最后一个行星（海王星）的观测时间于接近当下，无法给出任何确定的结果。用华盛顿大望远镜所做的测量表明，这一质量为总数的；其结果误差不超过。^[4]

这颗行星的发现来自于现代天文学中最大胆和最辉煌的概念之一。这颗行星通过它对天王星的引力而被感知，因此在望远镜发现它之前，它的方向是由万有引力理论计算出来的。一位观测者被告知，如果他把望远镜指向天空中的某一点，他将看到一颗新行星。他看了，就发现了那颗行星，它就在那个计算出来的地方几度之内的区域里。很难想象一个更为引人注目的例子来说明天文学中关于天体运动的那一分支的确定性以及它以万有引力理论为基础的正确性。

为了描述导出这一结果的研究，我们必须追溯到1820年。在那一年，巴黎的布瓦德准备了改进好的木星、土星和天王星的表格，虽然现在看来是非常不完善的，但这些表格已经组成了根据这些天体运动进行的大多数计算的基础。他发现，虽然木星和土星的运动与万有引力理论相当一致，但天王星的运动却与万有引力理论不一致。考虑到已知行星所产生的扰动，我们无法找到既能满足古代的、也能满足现今的天王星观测结果的轨道。古代的观察，我们指的是在人们怀疑该天体是否具有行星特征之前，由弗拉姆斯帝德、勒蒙尼尔和其他人所做的偶然的观察；现今的观察，指的是1781年赫歇尔发现该行星之后所做的观察。因此，布瓦德拒绝了旧的观察结果，只在现代的观察结果上建立了自己的表格；而将这个问题：是由于古代观测的不准确，还是由于一些外来影响对天王星的作用而导致难以调和新旧两个观察体系，留给了未来的研究调查人员。

仅仅过了几年，天王星就开始偏离按布瓦德表格所计算的轨道。1830年，误差达到20"；1840年，误差达到90"；1844年，误差达到2'。从非天文角度来看，这些偏差非常微小。如果有两颗星星在天空中移动，一颗位于真正的行星位置，另一颗位于经过计算的行星位置，那么即使是在1844年，也需要一双非常敏锐的眼睛，才能够将这两颗恒星不会错认为是同一颗恒星。但是，被望远镜放大后，这个误差就是一个很大而容易测量的量，一刻也不能忽视。这种偏离的可能原因有时是天文学家们讨论的一个话题，但似乎没有任何关于它的明确观点被接受，也没有任何人表达决定性的观点，认为它是由一个天王星以外的行星造成的，在我们看来，这样的观点应当是自然而然的。

1845年，阿拉戈建议他当时年少未成名的朋友勒威耶（Leverrier）去研究天王星运动的问题，他知道勒威耶是一位有能力的数学家和一位计算机专家。勒威耶立即以最系统的方式开始着手这项任务。第一步是确保偏差不是由布瓦德理论和表格中的错误引起的；因此，他开始仔细地重新计算木星和土星对天王星产生的摄动，并对表格进行严格的检查。结果是在表格中发现了许多小的错误，但是这些错误并不能引起观察到的偏差。

下一个问题是在考虑到木星和土星的作用力后，是否可以指定一个任意轨道去代表现代的观测结果。答案是否定的，偏离的最好的轨道，首先在一边，然后在另一边，偏离数量太大，不能归因于观测误差。假设偏差是由于某个未知行星的引力造成的，勒威耶接下来探询了这个行星必定要出现的位置。它的轨道不可能位于土星和天王星之间，因为这样会干扰土星和天王星的运动。因此，必须在天王星之外寻找这个行星，而且可能在天王星两倍距离的不远处；这是提丢斯定律所指出的距离；最后推导出了这颗看不见的行星轨道的完整元素，在1847年初从地球上看到的其赤经为325度。这个结论是在1846年夏天得出的。

勒威耶并不是唯一得出这个结果的人。1843年，当时还是英国剑桥一名学生的约翰·C.亚当斯先生从艾里教授的一份报告中得知天王星理论的不一致之处，他对勒威耶两年后所要处理的同一个问题进行了攻关。1845年10月，他向艾里教授递交了一份关于未知行星元素的报告，这些行星元素非常接近真相，如果用一个大望远镜按照指示的方向进行一次搜索，几乎就可能找到这个行星。然而，这位皇家天文学家（艾里教授）有点不相信，推迟了向亚当斯先生寻求进一步的解释。因为一些无法解释的原因，他最终没有得到进一步的解释。与此同时，这颗约在8月中旬发生冲日现象的行星，在太阳光的照射下消失了，在来年夏天之前根本观察不到。一个最不寻常的情况是，没有任何关于亚当斯先生的工作课题的文章被立即发表，也没有做出任何努力确保他享有优先权，尽管事实上，他的研究比勒威耶的研究早了近一年。

1846年夏天，M.勒威耶先生的行星根素出现了，他的结果与亚当斯先生的结果惊人的一致，以至于剑桥天文台的查利斯教授开始了对这颗行星的有力搜索。不幸的是，他采用的搜索方式，尽管会使这颗行星的发现变得确定无疑，但非常费力。他没有试图通过它的圆盘来识别它，而是试图通过它在恒星之间的运动来检测到它——这一过程需要反复确定附近所有恒星的位置，从而找出其中哪一个改变了它的位置。实际上，他在1846年8月4日和8月12日就已经将这颗行星当成了恒星在进行观测；但由于查利斯先生的其他事务，这些观测并没有精简，因此这颗行星已经被观测到的事实并没有浮现出来。他的处理方式很像一个人知道一颗钻石掉在海边的某个地点附近，就要把附近所有的沙子都移到一个方便的地方，以便在他闲暇的时候把它筛掉，这样不用甄别就能把钻石拿到手了。

1846年9月初，当查利斯教授仍在努力研究他的观察结果，完全没有意识到这个伟大的搜索对象已被牢固地囚禁在他的笔记簿上铅笔画的图像里时，勒威耶写信给柏林的加勒博士，建议他应该设法去找到这颗行星。恰巧这颗行星所占据区域的恒星星图刚刚完成，加勒用柏林天文台的望远镜指向既定方向时，很快发现了一个有行星盘的物体，但它不在星图上。它的位置被仔细地确定了下来，第二天晚上，它被重新观测了一遍，发现它已经改变了它在恒星中的位置。毫无疑问，长久以来寻找的这颗行星已经被发现。光学发现的日期是1846年9月23日。10月1日，这一消息传到了查利斯教授那里，他在笔记本里找到了自己近两个月前对这颗行星的观测结果。

至于勒威耶和亚当斯之间，在这项精彩的调查研究中，技术优先权属于勒威耶，尽管亚当斯的结果比他的早近一年。有两个原因：一是后者（亚当斯）没有在发现行星之前公布他的研究结果，二是正是因为勒威耶向加勒博士汇报的发现说明才有了最后实际的发现。但这并没有减少亚当斯先生因敢于攻克难题以及他成功解决这样一个崇高的问题的技巧而获得的赞誉。真正的科学精神正在进入一个阶段，在这个阶段，关于优先权的争论并没有尊严重要。这些发现是为了人类的利益而做出的；如果是由几个人独立做出的，那么每个人都应该因为成功地做出这些发现而得到所有的赞扬，这是合情合理的。我们认为亚当斯先生有资格得到同样的毫无保留的赞赏，原本这个赞赏是属于唯一发现者的；而且，无论亚当斯失去了什么样的优先权，而被更幸运的勒威耶得到，这个有才华的年轻学生都会得到同情，他未能确保自己的工作因为其利益和重要性而得到及时公开。

海王星的发现引发了一系列研究，美国天文学家在其中起到了突出的作用。首先要考虑的问题之一是，这个行星是否像天王星一样，被一些以前的天文学家当作恒星来观测了。这个问题是由海军天文台的西尔斯·C.沃克先生来研究的。几个月的观察足以证明该行星离太阳的距离大约在30个单位（通常以地日距离为一个单位），并且假设它的轨道是一个圆形轨道，他计算了过去几年该行星的大概位置。为了查明它是否在某个时候经过某个区域，而这个区域又同时被从事编制星表的观察者的望远镜所扫视到，沃克先生一年又一年地向前追溯它的路线。一直追溯到1795年他才成功。那年的5月8日和10日，巴黎的拉兰德观测时望远镜扫过了该行星所在的位置。现在必须确定在那些夜晚观测到的任何恒星是否可能是海王星。虽然该行星在那么遥远的时代的确切位置还不能确定，但很容易把它的轨道的表观位置标为恒星之间的一条线，而且它一定是在这条线上的某个地方。在剔除了离这条线太远的恒星和被后来的观察者所看到的恒星之后，还有一颗在5月10日被观测到，它非常接近计算出来的轨道。沃克立刻大胆地预言，如果用望远镜检查这片天空区域，就会发现“那颗恒星”不见了。他将这一意见正式传达给了华盛顿的莫利中尉和其他科学工作者，并要求进行调查。在第一个晴朗的夜晚，哈伯德教授进行了检查，当然，发现那颗星星不在那里。

然而，在认为这就是真的海王星的结论中有一个弱点。拉兰德用一个冒号标记了他对这颗失踪恒星的观察，以表明对它的准确性存在怀疑：因此，这个假想的恒星的记录可能是观测的一些误差引起的。令人欣慰的是，拉兰德的原稿在巴黎天文台被仔细保存了下来；沃克研究的消息一传到这座城市，他们就开始对1795年5月8日和10日的观察结果进行检查研究。一个非凡的发现是，原始记录中没有不确定的迹象，拉兰德在5月8日和10日都观察到了这颗行星。在这两天的时间间隔内，这个天体有轻微的移动，观察结果并不一致；拉兰德认为其中一个观察结果肯定是错的，完全没有意识到，在这个小小的差异中，有一个会使他的名字永垂不朽的发现。未经进一步检查，他就抛弃了第一次观察，并因为与第一次不一致而把第二次观察重抄为存疑的结果，于是这颗价值连城的明珠就被丢掉了，直到半个世纪以后才被发现。

几年来，对这个新行星运动的调查研究一直掌握在沃克先生和皮尔斯教授的手中。后者是第一个计算出因其他行星的作用而对海王星产生摄动的人。这些计算的结果，连同沃克先生的行星根素，都收在美国艺术科学院的会议记录上。

海王星的物理面貌——在这颗行星的物理外观上几乎没有什么可以说的。在最大的望远镜中，通过最精细的大气层，它呈现出一个直径约3英寸、淡蓝色的完美圆盘的外观。上面没有任何标记。当拉塞尔先生第一次见到这颗行星时，他怀疑它有一个环，或一些类似这样的附属物，但在更有利的环境下进一步观察发现这种怀疑是没有根据的。要轻松识别海王星圆盘，必须使用300倍或以上放大倍率的望远镜。

海王星卫星——在海王星被发现后不久，拉塞尔先生用他的两英尺反射镜仔细观察它，在不同的场合看到了它附近的一个光点。在接下来的一年里，它被证明是一颗卫星，其公转周期约为5天21小时。1847年到1848年间，邦德先生在剑桥、斯特鲁维在普尔科瓦都观测到了这颗卫星。这些观测表明，它的轨道与行星黄道呈30°左右的夹角，但由于轨道有两个位置和两个运动方向，从地球上看到的这两个运动方向的视运动是相同的，因此无法确定它朝哪个方向运动。几年后，行星方向的改变使这个问题得以确定，并表明运动是逆行的。这种情况比天王星的卫星更不寻常，因为要以通常的方式呈现轨道的位置和运动方向，轨道必须倾斜150°以上；事实上，几乎是要上下颠倒的。卫星各元素的测定结果极不一致，我们必须把这种情况归因于它的极度微弱。它是一个微小的物体，即使在最强大的望远镜中也是如此。

用华盛顿大望远镜测量该卫星与海王星的距离，显示海王星的质量为。从天王星的摄动中推断出的质量是，对一个很难确定的数值来说，这是一个能期望得到的比较好的一致了。

[1] 令人好奇的是，几乎所有现代天文学作家都将大约10小时29分钟认定为赫歇尔最终推断出来的土星的自转时间。我在赫歇尔的论文中没找到这样的结果。一个可疑的巧合是，这个周期与土星环自转的周期一致。

[2] 参见法国科学院回忆录（1715年），第47页；或卡西尼的《天文学原理》，第338页，巴黎，1740年。

[3] 奥托·斯特鲁维（Otto Struve）也曾用15英寸的普尔科瓦天文台望远镜寻找过这些难以发现的物体，他相信，在拉塞尔先生确定找到它们之前，他也偶尔地看到过它们，但他无法持续地跟踪它们，以确定它们的公转时间。

[4] 1873年华盛顿观察：附录。