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內行星的平均距離必定是小數（如上述），而外行星就要由１．５的火星到３０的海王星了。如果我們求出這些距離的立方數再求出其平方根，我們就可得到以年為單位的它們的公轉週期了——有興趣的讀者可以很方便地用上面給出的資料來算出每顆行星的公轉週期。
我們還可看出越外層的行星，繞行軌道的週期就越長，不僅是因為路程更遠還因為它們走得更慢。再照前面例子來說，假定一顆外層行星距太陽遠了４倍，它運動速率也就減了一半，因此繞上一圈才加上８倍。地球在軌道中運動速率是每秒鐘２９．８千米，海王星的速率每秒鐘卻只有５．６千米，而它的路程要遠上足足３０倍。這就是它要１６０多年才能繞太陽一週的原因了。
值得一提的是，開普勒三定律是在第谷留下的資料的基礎上，花費了開普勒無數的精力，單純由觀測和猜測得來的，並最終發表在１６１９年出版的《宇宙和諧論》中。而這個結論到了一個世紀後，卻被牛頓從另外一個途徑獨立地得到了——任何一個高中生都可以運用引力定律的知識，純粹從數學上得到這三條結論。
水星（1）
我們現在要依照距太陽遠近的次序，開始敘述我們所知的大行星的一切了。第一個輪到的就是水星，這不僅是一顆離太陽最近的行星，而且是八大行星中最小的一顆——如果不是因為它地位的緣故，我們幾乎不能將它列在大行星中。它的直徑只比月亮大出５０％，但其體積是與其直徑的立方成比例的，因此它比月亮的體積大了３倍多。
水星要算是大行星中軌道偏心率最大的一顆——雖然有些小行星在這方面要超過它（下面就要敘及）。因此它離太陽的遠近也有很大的變化，在近日點上這距離不到４ ７００萬千米；在遠日點上其距離竟大於６ ９００萬千米。它繞日的公轉週期不到３個月——更確切些說，８８日。因此它在一年之中繞太陽四次有餘。
在地球繞太陽一次的時間中水星繞了四次有餘，水星與太陽的“合”也依照一個雖不一致，卻很規則的週期。為了表明其視運動的規律，且假設圖２４中的內圓代表水星軌道而外圓代表地球軌道。當地球在Ｅ點而水星在Ｍ點時，水星正與太陽在下合點上。３個月之後它又回到Ｍ點，但這時卻並無下合，因為同時地球也在軌道中運動了。當地球達到Ｆ點而水星到了Ｎ點時，又有了下合。這種由一個下合到另一下合的週期運動叫做行星的“會合周”（ｓｙｎｏｄｉｃ ｒｅｖｏｌｕｔｉｏｎ）。水星的會合周比實際公轉週期多出三分之一不到一點；這就是說，ＭＮ弧略小於圓周的三分之一。
現在再假定，在圖２５中地球在Ｅ點，水星不在Ｍ點，卻幾乎到了最高處的Ａ點上。這時從地球的角度看來，它在離太陽視在距離最遠的一點上——用術語來說，在“大距”上。如果水星在太陽之東，就會在太陽之後沉沒，我們可以在日落後半小時至一小時內在西天的薄靄中看到它明亮的身影。在相反方向的Ｃ點附近，那就到了太陽之西。於是在日出前升起，這時候，水星就會閃耀在東天的晨曦中。所以，當作昏星來看時，最好在東大距時（春季）；當作晨星來看，水星在西大距時（秋季）就更利於觀測。
水星的外觀
用望遠鏡觀測水星的最佳時刻，是春季和暖的傍晚，或者在秋天清涼的黎明。假定它在太陽之東，一般在下午任何時候都可用望遠鏡看見它，但這時空氣通常都被太陽強烈的光線攪亂了，因此很難作出令人滿意的觀測。下午晚些時候空氣較穩定，就比較利於觀測了。可是到了日落之後，它卻又是在不斷增厚的大氣之中，也越來越模糊。正因為這種種不利因素，水星成了很難如意觀測的行星，而觀測者所描述的水星表面也就千差萬別了。
在歷史上很長的一個時期內，幾乎所有的觀測者都認為水星的自轉週期是無法確定的。到了１８８９年，在義大利北部美麗的天空中，斯基亞帕瑞利（Ｓｃｈｉａｐａｒ－ｅｌｌｉ）用精巧的望遠鏡對水星做了細緻的觀測，結果說該行星的狀貌天天毫無變化。他因此得到結論，以為水星永遠以同一面對著太陽，正如月亮之於地球一樣。在亞利桑那（Ａｒｉｚｏｎａ）的弗拉格斯塔夫亞天文臺（Ｆｌａｇｓｔａｆｆ Ｏｂｓｅｒｖａｔｏｒｙ），羅尼爾（Ｌｏｗｅｌｌ）的觀測也得到了同樣的結論。但到了１９６５年，當時最先進的多普勒雷達表明，這種理論實際上是錯誤的。現在我們認為水星在公轉二週的同時自轉三週。
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水星（2）
