木星的卫星

木星的卫星

　

　　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。

　

　　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。