历史上的行星
在受到光污染和烟雾的“诅咒”之前，人们对夜空的熟悉程度要高于今天。天空中的行星在古代文化中被认为是特别的，因为它们是在“固定星星”背景上会移动的“漫游星星”。在古代，人们知道的行星有五颗：水星、金星、火星、木星和土星，只有这些行星是可以用肉眼直接看到的。当然，天空中的太阳和月亮也能直接用肉眼看到，不过太阳和月亮看起来是明亮的圆形，而行星看起来像是四处游**的光点。人们也因此认为太阳、月亮与行星是不一样的。在人类存在的大部分时间里，地球被想象成万物的中心，它与天空中的天体无关，所以那时候没有人认为地球是一颗行星。
其实在很早之前，人们就意识到地球和其他行星一样，是一个绕着太阳旋转的岩质球，而且地球是行星中的一员。这是一次思想上的飞跃。这个飞跃的过程很缓慢，并且伴随着很多的假象曙光。
公元前5世纪，古希腊哲学家阿那克萨戈拉(Anaxagoras)正确地推断出月球是一个反射太阳光的特殊球形天体，但因为这样的推断，他被流放了。在接下来的几个世纪里，许多中国的天文学家也提出过类似的想法。直到17世纪，通过望远镜的观测，月球是一个球体的想法才深入人心。
至于行星，在它们是以太阳为运动中心的“日心说”这种反直觉的观点被接受以前，通常被认为是围绕地球旋转的光点。最早提出地球绕着太阳转的书面记录可以追溯到公元前9世纪的印度文本。尽管如此，这之后的天文学家提出的一些关于地球绕着太阳转的观念，尤其是来自古希腊和伊斯兰智者的建议以及1543年尼古拉斯·哥白尼(Nicolaus Copernicus)提出的学说，在18世纪前都没有被广泛认可。而伽利略(利用他的望远镜看到了月球上的山脉、金星的相位和围绕木星运行的四颗小卫星)从1633年直至1642年去世，一直被教会软禁在家中，一部分原因就是他提倡日心说。
17世纪初，人们通过望远镜发现行星小归小，却是可辨别的圆盘，而恒星仍然只是一个光点。由此，人们从根本上将行星和恒星区分开来，并为把其他行星看作是和地球相近的天体铺平了道路。顺便说一下，现在我们知道恒星比行星要亮得多，但恒星(除了太阳)距离我们太远了，即使用最先进的现代望远镜，也只能观测到极少数恒星的表面细节。在照片上，明亮的恒星看起来比暗弱的恒星大，但这只是一种光学效应，因为明亮的恒星形成的模糊光斑更大，所以看起来比较大。
开普勒的行星运动定律
1609年，约翰内斯·开普勒(Johannes Kepler)认识到，行星(包括地球)绕太阳运行的路径(轨道)是椭圆，而不是规范的正圆。艾萨克·牛顿(Isaac Newton)在1687年利用对引力的深刻理解，对行星绕太阳的运动进行了解释。多亏了开普勒和牛顿，行星才在人类的理解中找到了它们应有的位置。随后，人们又逐渐推断出行星相对于地球的距离和大小。
椭圆，就是你可能会想到的“卵形”。在数学上，椭圆被定义为一条围绕两点(椭圆的两个焦点)绘制的闭合曲线，且从两个焦点到曲线上任意一点的距离之和相同。圆是一种特殊的椭圆，两个焦点在圆的中心重合。两个焦点距离越远，椭圆就越扁长，或者说越“偏心”。开普勒推断，行星沿着椭圆轨道运行，太阳位于椭圆轨道的其中一个焦点，另一个焦点是空的。在椭圆轨道上，离太阳最近的点称为“近日点”(perihelion，希腊语中表示“最接近太阳”)，离太阳最远的点称为“远日点”(aphelion，希腊语中表示“离太阳最远”)。行星的轨道不是高度偏心的，如果你从平面图上看，会发现它们看起来很像圆。例如，当火星处于远日点时，它与太阳的距离与它处在近日点时相差不到21%。对地球来说，处在远日点和处在近日点，它与太阳的距离相差不到4%。
开普勒因他的行星运动三定律而闻名。简单地说，开普勒第一定律就是：每颗行星都在一个椭圆轨道上运行，太阳在椭圆轨道的其中一个焦点上。开普勒第二定律描述了行星沿轨道运转速度的变化：行星越靠近太阳，其移动速度越快(原因可用后来的牛顿的引力理论解释)。开普勒第二定律也可表述为：在相等的时间内，连接地球和太阳的虚构线扫出的面积相等。开普勒第三定律将行星的轨道周期(行星绕太阳一周所需时间)和行星与太阳的平均距离联系起来。开普勒第三定律可表述为：轨道周期的平方与平均距离的立方成正比。行星到太阳的平均距离等于其椭圆轨道长轴长度的一半(也称为“半长轴”)，也可以说，行星到太阳的平均距离等于其近日点和远日点之间直线距离的一半。开普勒的行星运动定律使精确计算其他行星轨道的大小成为可能，但其结果的精确程度却受限于人们对地球轨道大小测量的不确定性。早在1672年，天文学家们就利用在多个地点同时对火星进行观测，测得了地球和太阳的距离，大约为1.4亿千米，这十分接近149 597 871千米这一正确值。之后在1761年和1769年，天文学家们又通过对金星凌日的观测，将地球和太阳的距离估值修正为153±1百万千米(1769年的观测要求库克船长亲自在塔希提岛驻扎)。虽然科学的进步使得关于太阳系规模和性质的模型变得更加自洽和简洁，但罗马教皇对印刷“日心说”书籍的禁令直到1822年才被撤销。
你可能会认为，一旦确定了地球与一颗行星间的距离，计算行星大小的工作将会变得很容易。但即使是利用大型望远镜，观测到的行星盘也是很小的，再加上地球大气层的干扰，我们对行星视角大小(或者说是行星看起来有多大)的测量存在巨大的不确定性。例如，当威廉·赫歇尔在1781年发现天王星时，他测量的天王星的盘比实际要大8%。要用望远镜测量一颗行星的大小，最精确的方法不是测量它看起来有多大，而是计算它从一颗恒星前面经过的时间。行星从一颗恒星前面经过的现象被称作“掩星”，这非常罕见，但到19世纪末，利用“掩星”的方法，许多行星的大小已经被相当精确地确定了(表1)。
如果说天王星的发现是出于偶然，那海王星则是经过慎重的搜寻后，才在1846年被发现的。当时天王星的轨道被发现存在微小的扰动，这使得天王星的轨道不再是一个完美的椭圆，而是存在扭曲。对这种扰动最好的解释是，一颗看不见的外行星的引力影响了它，海王星因此被发现了。当海王星的轨道被记录了足够长的时间后，它似乎也显示出了扰动，指向另一颗未被发现的行星。这引发了1930年对发现冥王星的研究。起初，天文学家认为这颗新发现的第九大行星的大小和质量一定与天王星和海王星相似，但在1955年，天文学家们证明冥王星不可能比地球大；1971年，冥王星大小的估算结果减少到火星的大小；1978年，人们发现冥王星表面的主要成分是具有高度反射性的甲烷冰，这意味着冥王星的实际尺寸必须更小，才能与它的总亮度保持一致。如今，我们知道冥王星的直径只有2390千米，甚至比水星还要小，质量也比水星要小得多。尽管海王星轨道的“扰动”很幸运地激发了对冥王星的搜索，但现在认为，海王星的轨道扰动不过是观测误差而已。
冥王星在2006年失去了官方承认的行星地位，这是一个有争议的决定，但在我看来是正确的。在解释这是为什么之前，我将回顾一下我们现在所理解的太阳系的性质。
表1 行星的大小(赤道直径
*卡米尔·弗莱马里恩（C.Flammarion），《大众天文学》（Popular Astronomy ）（查托与温达斯，皮卡迪利大街）
回顾太阳系
太阳
太阳系的中心是太阳。它是一颗相当普通的恒星，其核心的核聚变将氢转化为氦，为太阳提供能量。太阳的直径是地球的109倍，质量约是地球的
333 000倍。太阳的质量是太阳系中所有其他天体质量总和的740倍。太阳的引力是如此强大，以至于太阳系中天体绕太阳运行的轨道几乎都是开普勒认定的完美椭圆。尽管行星间存在的轨道扰动是可测量的，但这些扰动非常微小，几乎可以忽略。
行星
表2总结了行星的一些基本性质。为避免使用非常大的数字，表中引用的数据是行星的某一性质相对于地球的比较值。地球与太阳的距离用“天文单位(Astronomical Units)”来表示，简记为AU，定义为地球到太阳的平均距离，可以简化地记为1.5亿千米。行星的轨道周期是指其绕太阳一周所需要的时间，当然，这里的时间指的是该行星自己的“年”。由开普勒第三定律可知，本表中行星的轨道周期和其与太阳的距离是相互联系的，也就是说，行星轨道周期(单位为地球年)的平方等于其到太阳平均距离(单位为AU)的立方。地球的质量非常接近6×1024千克(6×1021吨)，因此，在描述其他行星的基本性质时，不引用如千克、秒和米这样的标准科学单位，而用其与地球这一性质的比较值，是很方便的。
自转周期是行星绕其自转轴旋转一圈所用的时间。对快速旋转的行星来说，这大约等同于行星上从一个日出到下一个日出的时间(行星自身“一天的长度”)。但快速旋转的行星的自转周期和其“一天的长度”之间的关系并不确定，这是因为行星的轨道运动不断地改变着行星相对太阳的方向。地球的自转周期为23小时56分钟，但它实际需要24小时才能将太阳带回天空中的同一点。从行星的角度来看，除非自转引起了行星表面某一点朝向太阳的方向发生了改变，否则太阳在单轨道运行的过程中是完全绕着行星的天空移动的。如果一颗行星的自转被潮汐锁定，那么它每绕太阳一圈就会自转一次(同步自转)，并且它的某一表面将永远朝向太阳。水星并不是这样的，它每公转两次就会精确地自转三次，也就是说，它每公转两次就会相对太阳自转一次，所以水星上一天时间相当于两年。
表2 行星的相对性质
*其与太阳的距离为平均距离。年和天分别为地球年和地球天。行星的大小见表1
四颗内行星和四颗外行星的性质有许多不同。内行星(水星、金星、地球和火星)与外行星(木星、土星、天王星和海王星)相比，体积相对较小，质量也较低。两者的密度也有差别，内行星的密度比外行星大。内行星被称为“类地行星”，这意味着它们“和地球类似”。四颗外行星被称为“巨行星”，有些人也把它们称为“气态巨行星”，以反映它们含有许多的氢和氦；还有一些人专门用“气态巨行星”来形容木星和土星，因为它俩的气体含量要高于另外两颗外行星，尽管另外两颗外行星含有的气体的质量都超过了一个地球质量。
图1 太阳系图，以实际的相对大小显示行星轨道。行星轨道只有轻微的偏心，所以看起来和圆没什么区别。火星轨道内未标记的圆圈是地球轨道，不是太阳。金星和水星的轨道太小，无法包含在图内。冥王星不是一颗行星，图中显示它的轨道是因为它代表了海王星轨道之外的大量小天体
图1中除了金星和水星，其他行星都按照轨道等比例排列。金星和水星的轨道太小了，难以显示在图中。图1还包括了冥王星轨道的一部分，放到以后讨论。其中有一个行星轨道的性质我还没有提到，即行星轨道几乎都在同一平面上，没有这一性质，就无法绘制出这样一幅星图。地球的轨道面也因此能被当成一个方便的参考平面，被称为“黄道”。相对于地球的轨道，冥王星的轨道倾角为17.1°，水星的轨道倾角为7°，金星的轨道倾角为3.4°，其他行星的轨道倾角都小于3°。
当冥王星接近近日点时，它就位于海王星的轨道内侧。冥王星和海王星不会发生碰撞，因为它们的轨道倾角不同，阻止了它们的路径相交，而且，每当冥王星经过海王星的轨道时，海王星总是在太阳的另一边。这是因为海王星每完成三次公转，冥王星恰好完成两次，这种关系被称为3∶2轨道共振。
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(Gerard Kuiper)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(Kenneth Edgeworth)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100 AU的类似天体被称为“黄道离散天体(Scattered Disk Objects)”，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”(TransNeptunian Objects， TNOs)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50 000AU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(Ort Cloud)。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(Kuiper belt)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。
这些巨大的星子被冠以一个新名字——“行星胚胎”。可能有几百个行星胚胎是在内太阳系形成的。它们的质量大到足以凭借自身的引力把它们拉成球形。行星胚胎内部的温度可能很高，足以让物质熔化，使铁内陷，形成一个明显的内核，很大程度上这并不重要，因为接下来还要发生一些别的事情。
行星胚胎是类地行星形成的基础。在这个阶段，大部分小颗粒都不见了。只有两个胚胎撞在一起时，行星胚胎才会有显著的生长。这样的碰撞被称为“巨大撞击”，它释放出的热量足够熔化碰撞形成的融合体。想象一个熔岩球，它表面都发着炽热的红光，周围零散漂着一些已经冷却的渣块。在球体深处，液滴状的“铁雨”穿过硅酸盐岩浆，向内沉陷，聚拢到中央核心。你的头脑中要有上述这张图片，它描绘了在巨大撞击后，一个行星胚胎的状态。
这个过程假设了撞击不会把两个行星胚胎都撞成碎片，会有一定数量的碎片作为碰撞的抛射物被抛向太空，这是一个必要的前提。大约需要5000万年的时间，才能通过行星胚胎之间一系列的巨大撞击，形成一颗地球大小的行星。由于碰撞的随机性，由此而来的天体间“族谱”非常复杂。在早期碰撞过程中，将任何单个行星胚胎视为“原始地球”或“原始金星”都是毫无意义的。
在火星轨道之外，年轻木星的引力作用太强大，会把岩质星子搅入偏心率更大的轨道，在这里，往往因为行星胚胎的相互碰撞过于剧烈，导致胚胎无法通过吸积来实现增长。相反，分裂是一个常见的结果，巨大的行星胚胎无法在这里生长，它们本来可能会通过碰撞产生第五颗类地行星。如今在该区域，我们发现的大多数小行星都只占曾经行星胚胎质量的一小部分。木星将大部分小行星甩到了明显偏心的轨道上，因此，大多数小行星最终会与木星或另一颗巨行星相撞，或被完全逐出太阳系。
这些形成巨行星的天体当中含有很高比例的冰和岩石。在“冰线”之外，生长中的行星可以利用的物质更多。我们不确定胚胎—胚胎碰撞在这里扮演了什么角色，同样也不能确定巨行星如何能获得如此多的气体。有这样一种理论：当行星胚胎的质量超过10或15个地球质量后，其引力就足以清除残留在星云中的大量气体，从而使得它们的岩质核和冰质核被厚厚的气体外壳包裹；另一种观点认为，星云中的引力不稳定，这导致每颗巨行星都在一个密度特别大的结中生长，在这个结中的气体自然地被限制在生长中行星的周围。
关于此类问题的意见分歧有很多，其中一个是关于内外太阳系行星相对生长速度的。目前还不清楚木星是在地球和金星形成之前还是之后形成的，如果土星、天王星和海王星是通过胚胎—胚胎碰撞成长起来的话，那么它们一定比木星生长得慢，这是因为随着与太阳的相对距离增加，胚胎-胚胎碰撞的频率应该会降低。
当太阳进入它的“金牛T”阶段时，从星云中清除气体的工作就终止了。“金牛T”阶段是以今天正在经历这一过程的金牛T型恒星命名的。在大约1000万年的时间里，来自处于“金牛T”阶段恒星的强烈气体外流会吹走所有剩余的气体和尘埃，这种强烈的气体外流被称为“ 金牛T星风”。与其他巨行星相比，天王星和海王星的气体比例较少的一个可能原因是：它们生长比较慢，在金牛T星风这一过程结束之前，有动力收集气体的时间比较短。
迁移的行星
人们争论的另一个问题是，随着时间的推移，行星的轨道之间，尤其是巨行星的轨道之间会发生怎样的变化，这种变化会到什么程度。在太阳星云被驱散之前，星云物质和大型轨道天体之间的引力相互作用会逐渐减小行星胚胎和年轻行星的轨道半径，导致行星胚胎和年轻行星向内迁移。在星云扩散之后，行星和较小天体之间的引力相互作用可能会发挥更大的功能。一些人认为，在大约5亿年间，最外层的巨行星会使外围的冰质星子轨道向内偏转。最终，这些冰质星子可能会通过与下一个巨行星碰撞等方式继续向内迁移，直到它们离木星足够近，再让木星把它们向外抛。这些被抛出的冰质星子可能是如今的奥尔特云的起源。木星每向外抛掷一个天体，就会更靠近太阳一些。不过反过来说，当一颗巨行星向内抛掷一块冰时，其他巨行星也会被向外推。在这个描述中，木星会向内迁移，而土星、天王星和海王星则向外迁移；天王星和海王星甚至有可能互换位置(为天王星的轴倾角达到目前的状态提供了机会)。如今的海外行星，是指那些海王星向外行进时，在扫过的区域之外幸存下来的行星。
然而，行星及其间引力的相互作用在不断地改变着它们的结构。因此，混沌理论认为，我们不能预测几百万年后行星的位置。不过我们可以肯定，太阳系是足够稳定的，在未来的几十亿年内，没有任何行星会发生碰撞或被抛射。至少在未来50亿年内，我们大概率是安全的，而在50亿年后，天文学家们预计太阳将膨胀成一颗红巨星。届时，火星漫游将是遥远未来的地球人面临的最不重要的问题。
为什么是所有的卫星
到目前为止，对于卫星到底是随行星一起生长，还是后来被捕获的问题，还没有一个确切的答案，你对此也不该感到惊讶。巨行星的顺行大卫星是最容易解释的，它们被认为是在巨行星成长过程中，由巨行星周围的气体云和尘埃组成的，就像一个微型版的太阳星云。那些只有几千米大小的，在靠近巨行星的轨道上运动的“顺行”微型卫星，则可能是较大卫星的碎片，这些较大卫星因为距离巨行星太近而被撕碎。巨行星的外层卫星大多处于逆行轨道，它们可能是被捕获的小行星、海外天体或彗星核。
从理论上讲，一颗行星不太可能将一个路过的“访客”天体俘获到自身的轨道上。由于引力作用，一颗较小的天体会与行星擦肩而过，但不大可能减速到足以被行星俘获进入轨道的程度。但是，如果这个“访客”是一个双天体，当其中一个天体将动量传递给另一个天体后，它自己会被俘获，而另一个天体在遇到行星后会更快地离开。对于海王星的逆行大卫星海卫一，目前流行的一种解释是：海卫一原来是一个双海外天体的一半。这似乎是可信的，因为有几个已知的海外天体都是孪生体。请注意，这里留下了一个尚未解决的疑问：为什么这么多的海外天体(包括小行星)从一开始就有卫星？
我们对地球的卫星(月亮)则有不同的解释。月球似乎是由地球在成长过程中最后一次胚胎-胚胎碰撞所产生的碎片凝聚而成的。火星的两颗小卫星(火卫一和火卫二)曾经是小行星，它们被俘获进入近圆形轨道的原因尚不清楚。
碰撞和陨击时标
虽然大规模天体之间的碰撞在如今极为罕见，但仍有非常多的小天体最终可能与行星相撞。在39亿年以前那个被称为“晚期重轰击”的时期，小行星和彗星撞击行星的速度要远远高于今天。尽管在“晚期重轰击”时期后，月球上的陨石坑一直在以较慢的速度形成，但月球上“晚期重轰击”时期的陨石坑仍保存得很好(图2)。当物体以每秒几十千米的速度撞击固体时，撞击点发出的冲击波会将物体击碎，在固体上留下一个陨石坑。陨石坑通常是圆形的，只有在这种极少数情况下，如撞击天体以掠射角度到达固体时，陨石坑才不是圆形的。
地球的陨石坑记录保存得很差，因为它是一个活跃的星球。在地球上，清除或掩埋陨石坑的过程几乎与陨石坑形成的速度相同。幸运的是，多亏了阿波罗载人登月计划返回地球后带来了可确定日期的样本，再加上苏联的几次无人驾驶样本返回任务，月球上现存的大片古代地形使我们能够计算出月球表面已知年代的陨击坑的密度。通过这种方法，我们知道了晚期重轰击的日期，以及自那以后月球被撞击的平均速度。地球一定受到了和它的卫星同样的撞击流，并且我们有充分的理由相信，对水星、金星和火星来说，这一近似结果也是适用的。因此，计算陨石坑数量是我们估算行星表面年龄的最好方法。即使对陨石坑的绝对年龄存在疑问，我们通常也可以有把握地假设，陨石坑密度较低的地表比陨石坑密度较高的地表更年轻。
图2 月球表面一个470千米宽的区域的照片。这个区域布了陨石坑。这些陨石坑大多是在39亿年前形成的，冲掉了所有较老的陨石坑。每个陨石坑都是由一个比它小2~030倍的物体撞击形成的。地球的某些部分曾经看起和这个区域很相似
如今，地球每年会被大约1万颗1公斤以上的陨石撞击，但其中大多数陨石会因体积太小而无法通过大气层，它们在大气层中会被摩擦加热并被损耗。每年约有1000公斤的陨石会撞击地球，但最终只有10公斤左右的陨石能通过大气层。直径150米的陨石撞击地球会产生直径约2千米的陨石坑，其撞击地球的平均间隔约为5000年。大约每20万年会随机发生一次直径约1千米的陨石撞击，这样的陨石穿透地球大气层时视若无物，它会以匀速撞击地面，形成一个直径约20千米的陨石坑。更大、更具破坏性的陨石撞击鲜有发生。
碰撞影响着太阳系中的每一个天体，但陨石坑只存在于有固体表面且其他活动不足以抹去撞击记录的天体上。1994年7月，天文观测者发现了一系列碎片，这些碎片来自一颗被潮汐破坏的彗星。观测者幸运地在碎片即将与木星相撞前发现了它们，从而目睹了几次碎片与木星的撞击，发现每次撞击都在这颗巨行星的大气层中留下了褐色的疤痕，并持续了数周之久。2009年7月，一次未观测到的撞击也留下了这样一道疤痕。
如果地球和太阳不是处于一个恰当的距离上，你就不会读到这本书，因为生命可能还没有形成——即使有生命，我们也不可能进化到这种程度。科学家们认为每颗恒星周围都有一个“宜居带”，在这个距离上，行星表面的温度对生命来说既不太热也不太冷。与金发姑娘(Goldilocks)偏爱熊宝宝的粥(粥的温度“刚刚好”)类似[2]，此宜居带有时也被称为“金发姑娘地带”。在这种情况下，“宜居”意味着某个地方可以维持任何类型的生命，即使只是简单的微生物，但这并不意味着该环境适合人类居住。
我们的生命活动需要水，所以宜居带通常等于这样一个与恒星的距离：在这个距离下，行星表面的温度可以使水以液态的形式存在。行星大气的密度和组成会影响行星的表面温度，但表面温度的主要控制因素是来自行星对恒星的热量吸收情况。据估计，太阳周围的宜居带为从距太阳大约0.95~1.5 AU的区域。这个估算结果表明，金星(0.72 AU)位于宜居带内边缘之外，火星(1.52 AU)位于宜居带外边缘的外侧。自行星形成以来，太阳的热量输出可能略有增加，所以随着时间的推移，宜居带将向外推。因此，火星虽然似乎不太适合生命居住，
但也不是没有希望。
由行星表面温度定义的宜居带一直被批评过于狭窄。在某些情况下，尽管表面看起来不适宜居住，但行星内部产生的热量可能会为生命提供一个适合生存的生态环境。即使在地球上，我们也知道存在着生活在0℃以下或100℃以上的“极端微生物”。因此，即使所有的生命都像地球上的生命那样，基于碳链分子并依赖水作为溶剂，太阳系中也有好几个地方可能会存在生命(尽管目前我们只知道地球上存在着生命)，并且在银河系的其他地方也存在着至少数百万个适合居住的地方。我将在本书的结尾再回到这个主题。
太空探索
望远镜是非常有用的，例如，我们可以用它来测量行星表面和大气层的温度及组成。早在1781年，威廉·赫歇尔就用望远镜准确地识别了火星上的极地冰盖。木星足够大，距离地球足够近，即使用相当普通的望远镜也能观测到它云层中的风暴。但如果不是太空探索的出现，这本书会变得更加枯燥，会有更多内容是凭空推测。半个世纪以来，地球上的太空探测器造访了太阳系的每一颗行星。1959年，苏联探测器到达月球；1969年至1972年期间，有12名美国宇航员在月球表面行走；20世纪60年代，美国国家航天局(NASA)的无人驾驶号(Unmanned)和苏联的无人探测器飞向了金星和火星，并在70年代到达各自的预定轨道，实现了软着陆。第一次飞向木星和土星的太空探索发生在20世纪70年代，而飞向其他巨行星的太空探索是在20世纪80年代。自1990年以来，越来越多的轨道飞行器探索了类地行星，机器人漫游者在火星表面爬行，木星和土星的复杂轨道之旅也得以实现。
而未来几年太空探索的亮点则包括：从火星、小行星和彗星上收集样本并返回地球，以及人类在月球上的重现。美国和俄罗斯不再是仅有的太空强国。欧洲航天局(European Space Agency， ESA)已经有单独前往火星和金星的探测器，也有与美国宇航局联合前往土星的探测器，不久还将有与日本合作一起前往水星的探测器。日本已经向月球和小行星发射了探测器，中国和印度也都有探测器到达过月球。从科学上讲，各国间已经有了很多合作，大多数探测器携带的仪器都是由多个国家提供的，但不可否认的是，除了长期战略和商业利益的考量，
在太空探索领域中，国家自豪感也处在紧要位置。
[1] 原文为75年，现代常用的轨道周期为~796年。
[2] 这是一首英国童谣。