肉眼可见的大行星除地球外还有5个，即水星、金星、火星、木星和土星，我国古代统称五星，或叫五纬。它们绕日运行，不断改变在恒星间的位置，因而造成许多特殊天象，如行星掩恒星、行星互掩、行星会聚、五星联珠，还有同月亮的掩、合等。行星和月亮的运动可以用天体力学规律计算，因而古代的行星现象就是天体力学理论的实际检验，现代借助高速电子计算机可以将历史上任何时刻的行星位置计算出来，编成行星位置表，如斯塔曼和金格利希的“太阳，行星黄经表”，前2500～2000年，每10天一个值；塔克曼“太阳、月亮行星位置表”，前601～1649年，每5天一个值。这些工作为古代行星现象的研究提供了方便。利用这些表我们发现了“汉高祖元年十月五星聚东井”的天象记事是真实的，只是为了凑合刘邦得天下建立汉朝的历史事件，人为地将出现天象的时间提前了10个月。五星联珠和行星会聚的天象可用以确定某些重大历史事件发生的年代，为历史年代学的研究提供天象依据。如武王伐纣之年，史学界争论多年没有结论，而有的史书载“周将伐殷，五星聚房”，按公元前十一、二世纪五星聚房发生于公元前1076年初，这为武王伐纣的年代提出了另一种看法。
行星靠反射太阳光而发亮，因而行星的亮度必然跟太阳的辐射有关。古历法中的行星见伏度提供了行星在太阳附近可以看到的角距离，这个数据是行星亮度的反映。因为太阳很亮，太阳附近的星星被淹没在阳光中而看不见，但早晨或傍晚当行星距离太阳远到一定程度时就变得可见了，这个距离就叫见伏度。“见”是看见，表示超过这个限度为可见，“伏”是不可见，表示小于这个限度为不可见。显然，当行星越亮时这个限度越小，行星越暗时这个限度就大，这就是见伏度同行星亮度的关系。
从汉初《三统历》开始每个历法都列出了5个行星的见伏度数据，现列表如下。表中“+”号表示有余，“-”号表示不足，资料来源栏中的数字是指中华书局出版的《历代天文律历志汇编》一书中的页码。
木星的见伏度逐渐减小，而其余4星见伏度增大，这一趋势反映的历史事实到底如何，从天文学上做出解释是很有意义的。
四行星见伏度增大，表示它们亮度降低，其原因不外有三，一是太阳变暗，二是行星反照率减低，三是观测地点、地球大气、观测者的人为因素影响。但是4个行星的反照率不可能都一致地减低，观测条件对4个行星也都是相同的，所以我们只能将更多的注意力倾向于太阳的变化。然而这些因素对于木星也是同样作用的，木星的见伏度为何没有增大反而减小了呢？这只能从木星本身找原因了。
根据现代的观测，木星发出的总辐射大于从太阳那儿接受的辐射，说明木星有本身的能源。这一点已引起天体物理学界的重视。中国古代对木星见伏度的观测资料说明木星在增亮的现象同现代的观测一致，有人甚至认为这一巨大的行星30亿年后可能成为第二个太阳。根据中国古代对木星的观测可以估算它的增亮速率，在近2000多年内它大约每1000年增亮0.003等。
太阳的亮度是否变化，从四行星见伏度增大已发现一些迹象，有人认为太阳的直径可能在变化，或者是缩小，或者是脉动，即有时扩大，有时缩小，这也可从古代观测资料中找到线索。1979年美国天文学家艾迪和鲍纳扎提出了太阳正在收缩的看法。他们系统研究了格林威治天文台1836～1953年间每天中午太阳直径的观测资料，又分析了美国海军天文台1846年以来的太阳中天观测资料，认为太阳的水平宽度每百年收缩约0.1%（相当于2弧秒），或者说每小时收缩约1.5米。这是一种很快的速度，如果按这种趋势发展下去，20万年之后太阳将要消失。艾迪等人认为这是不可能的，收缩可能是近期的现象，太阳可能是处在短期的脉动之中。
问题提出后引起了不少研究者的注意，两个权威天文台的100多年资料是不易轻易否定的，另一组天文学家索菲亚、奥基夫和莱什着手分析1850年以来太阳常数的观测资料。所谓太阳常数是一个表示太阳辐射能量的数据，规定在地球大气层外距离太阳一个天文单位处垂直于太阳光束的方向上每平方厘米每分钟接受到太阳的总辐射量，现在的测量结果为1.97卡/厘米2·分钟。这个数虽不大，但地球的截面积很大，所以地球得到的太阳总辐射量还是很多的，地球上一切能源除了地心能和原子能外，都是来自太阳，但地球接受到的比起太阳慷慨地辐射出来的还是小巫见大巫，只有1/22亿，即使这一点的太阳辐射，却维持了地球上的万物和生命活动。
在太阳表面温度不变的情况下，太阳常数是同太阳半径的大小有关的，可以想见，太阳越大，它从表面辐射出的能量就越多。因而测量太阳常数的变化可以探求太阳半径的变化。上面三位天文学家分析了1850～1937年间近百年的资料，结果是太阳常数的变化不超过0.3%，相应于太阳半径的变化不大于0.25弧秒，这一数据只及艾迪等人的十分之一。
1980年又有一组天文学家对250年以来可以用做判断太阳直径变化的几种现象做了系统分析，他们所用的是太阳直径的子午环测量、水星凌日观测和日全食食延时间观测。
格林威治天文台从1836年起用子午环测量太阳前后两边缘过子午线的时刻及太阳中天时上边缘和下边缘的天顶距，得出每天的太阳水平直径和垂直直径数据。水平直径测量主要使用计时器，1915年以后又加上超人差测微器，结果是从1890年以来的测量值明显地不断下降，太阳半径约每百年缩小1弧秒；垂直方向的测量1851年以后使用艾里台长的新子午仪，其缩小趋势不如水平方向显著。他们认为仪器的测量误差对结果影响颇大，太阳半径的缩小比仪器的误差要小些。
水星凌日是水星走到太阳和地球之间，从地球上看来水星圆面呈一个小黑点从日面上通过，该天文现象总发生在5月份和11月份，平均每百年约有14次，最长时间在5月份，是8小时，在11月份是6小时。只要记录下水星进入日面和离开日面的精确时刻，就可以由此计算太阳的直径。按理论计算，只要时刻记录精度为1秒，所求出太阳直径精度可达0.1弧秒，而时刻记录的误差主要来自水星进入日面和离开日面的瞬间不易判断。莫里松曾就1723年至1973年共250年间的30次水星凌日观测的2000多个数据做了分析，发现太阳半径在959.63弧秒上下波动变化，总的趋势是每百年缩小0.14±0.08弧秒，而测量误差大约是±0.1到±0.2弧秒之间。
日全食食延时间是指全食共经历的时间长度，这也同太阳直径有密切关系，利用食延时间来探讨太阳直径变化的原理同水星凌日法一致。共分析了7次日全食（1715、1842、1851、1878、1900、1925、1966年），发现太阳和月亮视圆面半径在平均距离处为959.63和932.58弧秒。根据计算1966年5月20日日全食时，月轮比日轮小0.07弧秒，天文学家马修斯（J。H。Mathers）在希腊一个小岛上观测，该地精确地处在日食中心线的中心，食甚时他拍摄的胶片上显示出有50处倍利珠，经复原可以画出当时的月轮详图，从而可以对太阳半径作出0.22±0.20弧秒的修正。加上这一修正值，发现日食食延时间的观测精度与水星凌日法相近，得出太阳半径的缩小约每百年0.08±0.07弧秒，比艾迪等人的值小了一个数量级（约为1/10）。
综合上述三种观测资料的结果，帕金松、莫里松和斯蒂芬逊认为，最近250年来太阳的直径是不变化的。上述种种变化的分析结果表明其变化值均比仪器、观测手段和人为误差带来的不利影响为小。但他们也承认，根据水星凌日的30次观测发现太阳半径在平均值附近波动，引起太阳表面积有0.02%的周期性起伏，其周期约为80年。
相比起来，中国古代的时刻记录不可能有上述这些观测精确，然而，中国记录的时代较老，也应该为该项研究做出一些贡献。笔者认为，如果太阳半径在缓慢减小，或有大约80年的周期性脉动，在古代的日食观测中似应有所反映。如果古代日轮半径较大，日环食的机会就应多些，尤其是那些用目前的计算指出古代某次日全食而实际看到的是日环食，这将是很值得分析的事。
在我国古代的日食记录中有1292年1月21日的环食记录，“有物渐入日中，日体如金环然，不能既”，按食典计算，此次食确为环食，计算与观测一致。但1742年6月3日的全食，食带经过日本，食典计算为日全食，而日本的纪录为“宽保二年五月己未朔（1742年6月3日）日食既，如金环，少时众星见”，这似乎是看见了环食后又见全食的情景，这一次日食似乎可作为当时日轮较大的证据。
另一项古记录是金星昼见，我国古代有记录近千次，时间延续2000年。金星能达到大白天可见的亮度一般在大距或方照前后，根据记录日期可求得该日金星与太阳的角距离，一般在45～48度之间，这表明金星的确处于很亮的时期。系统分析近2000年来的这一份资料可见，昼见时角距离带有周期性的变化，这可能反映了金星亮度的周期性变化，可能也跟太阳的半径变化有关。总之，中国古代的行星资料目前的研究尚在开始阶段，它是可以在现代天文学问题的研究中发挥作用的。
