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太陽系巡禮之《衛星》篇 (4)- 土星篇

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發表於 2012-3-12 10:28:00 | 顯示全部樓層 |閱讀模式




土星的衛星



土星擁有62顆[1]已確定軌道的天然衛星,其中52顆已被命名,大部分體積都很小。另外還有幾百顆已知的「小衛星」,位於土星環內。有7顆衛星的質量足夠大,其重力使其坍縮成近球體形狀(因此若它們是直接環繞太陽公轉,則會被歸為矮行星)。土星不但擁有複雜的環系統,其衛星系統也是太陽系中最多種多樣的。特別值得一提的有土衛六,它是太陽系第二大衛星,而且有著類似於地球的大氣層、液態碳氫化合物的湖泊、河流和降雨;另有土衛二,它的南極地區底下很可能有液態水存在。

土星衛星之中有23顆為「規則衛星」,它們順行的軌道和圖形赤道平面的傾斜度並不高。當中有7顆大衛星、4顆與較大衛星共有軌道的特洛依衛星和一對共軌衛星。最後,兩顆衛星的軌道是在土星環縫中。這些規則衛星都以泰坦巨人族或其他與農神薩圖爾努斯相關的神祇。

其餘的38顆較小衛星均為「不規則衛星」,它們的軌道距離土星更遠,軌道傾角更高,包括順行及逆行衛星。它們很可能是引力捕捉來的微型行星,或是微型行星分裂後的殘餘物,形成各個撞擊衛星群。這些不規則衛星根據軌道特性分爲:因紐特衛星群諾爾斯衛星群高盧衛星群,其名稱選自相關神話。

土星環由冰體組成,體積從顯微鏡程度到幾百米不等,各自有著自己圍繞土星的軌道。土星並沒有一個確切的衛星數目,因爲在組成環系統的小物體和被標誌為衛星的大物體之間並沒有明確的界限標準。根據量度對鄰近物質的干擾,至少有150顆位於環以內的「小衛星」被發現,但人們相信這只是總數的一小部分。

一顆確認的衛星會被國際天文聯會賦予一個永久命名,包括一個名稱和一個羅馬數字。1900年之前發現的9顆衛星(土衛九是唯一一顆不規則衛星)以其距離土星的距離編號,而其餘的以其得到永久命名的順序編號。



                               
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新月時位於土星環之後的土衛六。右下小缺口為較小衛星土衛二。上方為北。






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 樓主| 發表於 2012-3-12 10:30:31 | 顯示全部樓層
土星的衛星系統有一邊倒的情況:土衛六佔繞土星物質總質量的百分之96。6顆近球體衛星佔百分之4,其餘54顆加土星環只佔百分之0.01。

許多土星衛星,如土衛十八土衛三十五,軌道位於土星環系統內,公轉周期僅比土星自轉周期略長一點。然而一些最遠的不規則衛星,特別是諾爾斯衛星群,軌道半徑數百萬英里,公轉周期長達幾年。諾爾斯群衛星的軌道甚至幾乎垂直於土星的赤道。高盧衛星群因紐特衛星群的軌道傾角為30至50度不等。最靠近土星的衛星和多數規則衛星的軌道傾角則只有不到一度至約1.5度。土衛八例外,其軌道傾角為7.57度。



天文攝影術出現之前,8顆土星衛星純粹由直接天文望遠鏡觀測發現。最大的衛星土衛六,由克里斯蒂安·惠更斯於1655年發現。土衛三土衛四土衛五土衛八路易之星)在1671年至1684年間由喬凡尼·多美尼科·卡西尼發現。威廉·赫歇爾於1789年發現了土衛一土衛二土衛七於1848年由威廉·邦德喬治·邦德威廉·拉塞爾發現。長時間曝光底片的使用使更多的衛星被發現。土衛九於1966年由威廉·亨利·皮克林首次用這種方法發現。同年,土衛十土衛十一被觀測到,但未被確認,也沒人發現其實是一對共軌衛星。

太空船的發現

這幅由卡西尼-惠更斯號拍攝的照片中可以看到4顆衛星:最大的土衛六、下方的土衛四、較小的土衛十六和最小的土衛十三




自從使用了無人太空探測器,人們對外行星的研究發生了巨大的根本性變化。航海家號於1980年到達土星,發現了7顆新衛星,使總數達到17顆。土衛十一被肯定和土衛十是兩顆不同的衛星。

1990年,土衛十八在航海家號的存檔照片中被發現。卡西尼-惠更斯號於2004年夏到達土星,發現了在土星系內圈的3顆小衛星(土衛三十三土衛三十四土衛三十五)和位於F環內的3顆未確認的衛星。2004年11月16日,卡西尼號科學家公佈了土星環的結構,表示環內存在更多的衛星,但只有土衛三十五被證實觀測到(2005年5月6日確認)。[2]2007年7月18日土衛四十九的發現被公佈。

2008年3月6日,相關人員公佈卡西尼號觀測到土衛五旁土星磁圈中高能電子的削減,可能是土衛五擁有一個稀疏環系統的證據。[3]2009年3月3日,G環內的一顆小衛星Aegaeon被公佈。
地面的發現對土星衛星的研究也隨著望遠鏡的進步而越來越方便。

整個20世紀,土衛九是唯一一顆已知的不規則衛星。2000年起,人們使用地面天文望遠鏡發現了30多顆衛星。2000年末開始的一項全面研究發現了13顆新衛星(—包括2003年發現的土衛三十一),它們繞土星的軌道十分遙遠,顯示它們是土星引力捕獲的較大物體的碎片。2005年5月3日毛納基山天文台的天文學家們公佈了12顆小型外圈衛星。[4][5]2006年6月30日,天文學家們公佈了他們使用昴星團望遠鏡發現的9顆小型外圈衛星。[6]2007年4月13日土衛五十二被公佈。2007年5月1日,S/2007 S 2S/2007 S 3被公佈。

命名備註有些小行星和土星的衛星有著相同的名稱:小行星55(Pandora)、小行星106(Dione)、小行星577(Rhea)、小行星1809(Prometheus)、小行星1810(Epimetheus)和小行星4450(Pan)。


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 樓主| 發表於 2012-3-12 10:31:56 | 顯示全部樓層
衛星群

界限可能很含糊,土星的衛星被分作10群。

A環及F環小衛星2006年,4顆「小衛星」在卡西尼號拍攝的照片中被找到。[7]兩顆較大的衛星在之前已被發現,位於A環內:土衛十三土衛三十五。它們足夠大,能清除土星環的物質,形成環縫。對比之下,「小衛星」只能夠清除極爲接近的部分物質,形成不完全的環縫。這條尾隨小衛星的痕跡形似飛機螺旋槳,橫跨約只有10公里。[8]這些小衛星體積很小,直徑40至500米不等,以致不能被直接觀測得到。2007年,150顆小衛星被發現,顯示小衛星的軌道是受限於3條細帶上(各寬1000米,不到土星環寬度的百分之一),全位於A環內,距離土星中心約130,000公里,免受強密度波的干擾,除了兩顆在恩克環縫外的小衛星之外。(然而,其他不受密度波干擾的A環區域卻明顯不存在小衛星。)這顯示它們是大物體碎裂後的碎片。經估計,A環擁有幾千個類似的碎片。[9][10]



相信F環有類似的小衛星。有可能鄰近衛星土衛十六造成了這些小衛星和F環核心的撞擊,並因此形成「噴射」出的物質。F環小衛星中最大的一顆可能是待確認的S/2004 S 6。 F 環還包含瞬態的扇形,被認為是直徑大約1 公里,軌道接近 F 環核心,更小的小衛星所導致的[11]

牧羊人衛星牧羊人衛星行星環以外或以內公轉的衛星。它們有爲環塑形的作用:修齊邊緣,並製造出環縫。土星的牧羊人衛星有:土衛十八土衛三十五土衛十五土衛十六土衛十七土衛五十三和未確認的S/2004 S 4S/2004 S 6S/2004 S 3


共軌衛星

土衛十土衛十一是一對共軌衛星。它們體積相當,軌道直徑相差只有幾公里。若兩者企圖掠過對方,其接近程度足以使兩者相撞。然而,它們並沒有相撞,而是因引力而每四年一次交換軌道。

土衛五十三及G環
內部大衛星及Alkyonides最靠近土星的大衛星的軌道位於E環以內。它們包括:
  • 土衛一赫歇爾隕石坑是其直徑的三分之一,做出「死星」般的外形。土衛一有著顯著的橢球形,南北直徑較赤道直徑短,這是由於土星的引力效應。它是內部大衛星中最輕的一顆,但其引力已足以偏離土衛三十二的軌道。土衛一並沒有已知的地質活動。

Alkyonides這三顆衛星運行於土衛一土衛二之間:土衛三十二土衛四十九土衛三十三。它們是土星系中最小的衛星之一。土衛三十二和土衛四十九都擁有很暗淡的光弧。土衛三十三的軌道裏也發現了一個很暗的環。[12]


  • 土衛二是土星內圈衛星中地質活動最激烈的一顆。其南極充滿了一條條的裂痕,稱爲「虎斑」,部分虎斑射出物質,填充E環。它是如今還有地質活動的太陽系天體中最小的一顆,並在南極地區表面下可能存在著液態水。
  • 土衛三是內圈衛星中第三大的。其最突出的地形便是一個名為奧地修斯的大隕石坑,和一個名為伊薩卡的大型峽谷系統。土衛三現在無任何地質活動。
  • 土衛四是內圈衛星中第二大的。其密度比最大的內圈衛星土衛五要高。土衛四表面覆蓋著一條條亮裂痕。它可能有地質活動,但其規模會比土衛二上的冰凍火山要小得多。

特洛依衛星

特洛依衛星是土星系特有的。它們在大許多的天體的拉格朗日點上運行,如一顆大衛星或行星。土衛三有兩顆特洛依衛星:土衛十三土衛十四;土衛四也有兩顆:土衛十二土衛三十四。土衛十二是已知最大的特洛依衛星,而土衛三十四有著最不規則的軌道。


  • 土衛五是土星內圈衛星中最大的。雖然它並沒有已知的地質活動,但是它很可能有著一個昏暗的環系統。卡西尼號於2005年掠過的時候,曾在土衛五的希爾球旁探測到電子削減,這可能是因爲那裏存在著灰塵大小的物質顆粒。土衛五的環系統幾乎不可觀測,但其密度已足夠偏離受土星磁場影響的電子。若此,它將是太陽系中唯一一顆已知擁有環系統的衛星。土衛五的表面佈滿了撞擊坑,還有幾條大型土衛四型裂痕,和赤道上可能由稀薄的環造成的暗線。它擁有一個與大的隕石坑,比周邊地區要光亮,並可能是土星內圈衛星中觀測到的最年輕的隕石坑。

外圈大衛星以下衛星運行於E環以外:


  • 土衛六:直徑5150公里,是太陽系中第二大的衛星。太陽系所有大型衛星之中,它是唯一一顆擁有稠密大氣層的。它也是唯一在表面有大量液體的衛星,其甲烷以液態方式存於北極和南極地區的湖內。土衛六也可能有弱磁場。像木衛二木衛三般,它也相信存在著地底甲烷和水混合的海洋。土衛六的非同步軌道(不是時時刻刻以同一面向著主星)可以解釋其地底海洋。
  • 土衛七是土衛六最鄰近的衛星。它小於土衛一,是已知最大的非球體天體。土衛七有著怪異的像海綿和褐色表面。它也是唯一有不規則自轉的衛星,這表示它沒有固定的極點或赤道。
  • 土衛八是土星衛星中第三大的。它是距離土星最遠、軌道傾角最高的大衛星,軌道半徑為3500萬公里,傾角7.5度。土衛八一直以其「陰陽臉」聞名,其前導半球烏黑,後隨半球幾乎白如冰雪。近30年人們才發現,一個名「赤道脊」的大型山脈正落於較黑區域內,幾乎跨越整條赤道。有別於其他大衛星,土衛八運行於土星的磁場外,因此暴露在太陽風中。儘管2007年9月卡西尼號與其距離極近,但其陰陽臉的成因仍然成迷。卡西尼號不被允許在春秋分或冬夏至任務時接近土衛八。

不規則衛星



不規則衛星是經行星引力捕獲的小衛星,擁有大半徑、高傾角的軌道,有些逆行公轉。它們常被歸於撞
擊群內。目前土星最大的不規則衛星是土衛九,它的數據也是當中最詳盡的。




因紐特衛星群

因紐特衛星群包括5顆順行外圈衛星,有著接近的軌道半徑和傾角,能被歸為一群。成員為:土衛二十二土衛二十四土衛二十土衛二十九土衛五十二

諾爾斯衛星群


諾爾斯衛星群包括29顆逆行外圈衛星,與土星距離相當,可被歸為一群。成員為:土衛三十六土衛三十八土衛三十九土衛四十土衛四十一土衛四十二土衛五十一土衛四十三土衛四十四土衛五十土衛四十五土衛四十六土衛二十五土衛三十一土衛九土衛二十七土衛四十七土衛四十八土衛二十三土衛三十土衛十九S/2004 S 7S/2004 S 12S/2004 S 13, S/2004 S 17S/2006 S 1S/2006 S 3S/2007 S 2S/2007 S 3

高盧衛星群

高盧衛星群包括4顆順行外圈衛星,軌道半徑和傾角接近,能被歸為一群。成員為:土衛二十六土衛三十七土衛二十八土衛二十一


右圖顯示土星已發現的不規則衛星的軌道。軌道離心率由線段表示,左端為近心點,右端為遠心點,軌道傾角為縱軸。橫軸之上的為順行衛星,之下的為逆行衛星。橫軸數字單位為億米(百萬公里),表示希爾球(引力影響範圍)半徑(土星約為65億米)。順行:因紐特衛星群和高盧衛星群;逆行:諾爾斯衛星群,兩群清晰可見(從上至下)。


備註:已命名衛星標以黃色,未命名衛星S/2004 Sxx(2005和2006年公佈)標以白色S/2006 Sxx標以灰色。


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 樓主| 發表於 2012-3-12 10:36:24 | 顯示全部樓層

順序
編號
名稱直徑(公里)[note  3][note 4]
質量
半長軸
公轉周期
軌道傾角
軌道離心率
衛星群/位置
發現年份
發現者
[note 1]
(×1018公斤)[note  5]
(日)[note  7][note 6]
(°)[note  8][note 6]
[7][9][10]
0
(小衛星)
0.04 to 0.5
<0.0000001
≈ 130 000
A環以內的三條各寬1000米的帶
2006
1
Pan
30 (35×35×23)
0.00495 ± 0.00075
133 584
+0.575 05
0.001°
0.000 035
恩克環縫中
1990
2
Daphnis
≈7
0.000084 ± 0.000012
136 505
+0.594 08
≈ 0°
≈ 0
in Keeler Gap
2005
3
Atlas
31 (46×38×19)
0.0066 ± 0.00006
137 670
+0.601 69
0.003°
0.001 2
外A環牧羊人衛星
1980
4
Prometheus
86 (119×87×61)
0.1566 ± 0.0019
139 380
+0.612 99
0.008°
0.002 2
內F環牧羊人衛星
1980
5
Pandora
81 (103×80×64)
0.1356 ± 0.0022
141 720
+0.628 50
0.050°
0.004 2
外F環牧羊人衛星
1980
6a
Epimetheus
113 (135×108×105)
0.5304 ± 0.00193
151 422
+0.694 33
0.335°
0.009 8
共軌衛星
1980
6b
Janus
179 (193×173×137)
1.912 ± 0.005
151 472
+0.694 66
0.165°
0.006 8
共軌衛星
1966
8
Aegaeon
≈ 0.5
~0.0000001
167 500
+0.808 12
0.001°
0.000 2
G環小衛星
9
Mimas
397 (415×394×381)
37.493 ± 0.031
185 404
+0.942 422
1.566°
0.020 2
1789
10
Methone
≈ 3
~0.00002
194 440
+1.009 57
0.007°
0.000 1
2004
11
Anthe
≈ 2
~0.000007
197 700
+1.036 50
0.1°
0.001
Alkyonides
2007
12
Pallene
4
~0.00005
212 280
+1.153 75
0.181°
0.004 0
Alkyonides
2004
13
Enceladus
504 (513×503×497)
108.022 ± 0.101
237 950
+1.370 218
0.010°
0.004 7
產生E環
1789
14
Tethys
1066(1081×1062×1055)
617.049 ± 0.132
294 619
+1.887 802
0.168°
0.000 1
1684
14a
Telesto
24 (29×22×20)
~0.00941
294 619
+1.887 802
1.158°
0
土衛三前特洛依衛星
1980
14b
Calypso
21 (30×23×14)
~0.00063
294 619
+1.887 802
1.473°
0
土衛三後特洛依衛星
1980
17
Dione
1123(1128×1122×1121)
1095.452 ± 0.168
377 396
+2.736 915
0.002°
0.002 2
1684
17a
Helene
33 (36×32×30)
~0.02446
377 396
+2.736 915
0.212°
0.002 2
土衛四前特洛依衛星
1980
17b
Polydeuces
3.5
~0.00003
377 396
+2.736 915
0.177°
0.019 2
trailing Dione trojan
2004
20
Rhea
1529(1535×1525×1526)
2306.518 ± 0.353
527 108
+4.518 212
0.327°
0.001 258
1672
21
Titan
5151
134520 ± 20
1 221 930
+15.945 42
0.3485°
0.028 8
1655
22
Hyperion
292 (360×280×225)
5.584 ± 0.068
1 481 010
+21.276 61
0.568°
0.123 006
1848
威廉·邦德、喬治·邦德和威廉·拉塞爾
23
Iapetus
1472(1494×1498×1425)
1805.635 ± 0.375
3 560 820
+79.321 5
7.570°
0.028 613
1671
24
Kiviuq
≈ 16
~0.00279
11 294 800
448.16
49.087°
0.328 8
2000
布萊特·格萊德曼和約翰·卡維拉斯等人
25
Ijiraq
≈ 12
~0.00118
11 355 316
451.77
50.212°
0.316 1
因紐特衛星群
2000
布萊特·格萊德曼和約翰·卡維拉斯等人
26
Phoebe
220 (230×220×210)
8.292 ± 0.010
12 869 700
−545.09
173.047°
0.156 242
1899
27
Paaliaq
≈ 22
~0.00725
15 103 400
692.98
46.151°
0.363 1
因紐特衛星群
2000
布萊特·格萊德曼和約翰·卡維拉斯等人
28
Skathi
≈ 8
~0.00035
15 672 500
−732.52
149.084°
0.246
諾爾斯(土衛二十七)衛星群
2000
布萊特·格萊德曼和約翰·卡維拉斯等人
29
Albiorix
≈ 32
~0.0223
16 266 700
774.58
38.042°
0.477
2000
30
≈ 6
~0.00015
16 560 000
−792.96
176.68°
0.241 8
諾爾斯衛星群
2007
斯格特·謝柏德、大衛·朱維特、簡·克萊納和布賴恩‧馬斯登
31
Bebhionn
≈ 6
~0.00015
17 153 520
838.77
40.484°
0.333
高盧衛星群
2004
斯格特·謝柏德、大衛·朱維特和簡·克萊納
32
Erriapus
≈ 10
~0.00068
17 236 900
844.89
38.109°
0.472 4
高盧衛星群
2000
布萊特·格萊德曼和約翰·卡維拉斯等人
33
Skoll
≈ 6
~0.00015
17 473 800
−862.37
155.624°
0.418
諾爾斯(土衛二十七)衛星群
2006
斯格特·謝柏德、大衛·朱維特和簡·克萊納
34
Siarnaq
≈ 40
~0.0435
17 776 600
884.88
45.798°
0.249 61
因紐特衛星群
2000
布萊特·格萊德曼和約翰·卡維拉斯等人
35
Tarqeq
≈ 7
~0.00023
17 910 600
894.86
49.904°
0.1081
因紐特衛星群
2007
斯格特·謝柏德、大衛·朱維特和簡·克萊納
36
≈ 6
~0.00015
18 056 300
−905.85
167.379°
0.261
諾爾斯衛星群
2004
斯格特·謝柏德、大衛·朱維特和簡·克萊納
37
Greip
≈ 6
~0.00015
18 065 700
−906.56
172.666°
0.373 5
諾爾斯衛星群
2006
斯格特·謝柏德、大衛·朱維特和簡·克萊納
38
Hyrrokkin
≈ 8
~0.00035
18 168 300
−914.29
153.272°
0.360 4
諾爾斯(土衛二十七)衛星群
2006
斯格特·謝柏德、大衛·朱維特和簡·克萊納
39
Jarnsaxa
≈ 6
~0.00015
18 556 900
−943.78
162.861°
0.191 8
諾爾斯衛星群
2006
斯格特·謝柏德、大衛·朱維特和簡·克萊納
40
Tarvos
≈ 15
~0.0023
18 562 800
944.23
34.679°
0.530 5
高盧衛星群
2000
布萊特·格萊德曼和約翰·卡維拉斯等人
41
Mundilfari
≈ 7
~0.00023
18 725 800
−956.70
169.378°
0.198
諾爾斯衛星群
2000
布萊特·格萊德曼和約翰·卡維拉斯等人
42
≈ 6
~0.00015
18 930 200
−972.41
154.232°
0.130 3
諾爾斯(土衛二十七)衛星群
2006
斯格特·謝柏德、大衛·朱維特和簡·克萊納
43
≈ 4
~0.00005
19 099 200
−985.45
166.881°
0.226
諾爾斯衛星群
2004
斯格特·謝柏德、大衛·朱維特和簡·克萊納
44
Bergelmir
≈ 6
~0.00015
19 104 000
−985.83
157.384°
0.152
諾爾斯(土衛二十七)衛星群
2004
斯格特·謝柏德、大衛·朱維特和簡·克萊納
45
Narvi
≈ 7
~0.00023
19 395 200
−1008.45
137.292°
0.32
Norse (Narvi) group
2003
斯格特·謝柏德、大衛·朱維特和簡·克萊納
46
Suttungr
≈ 7
~0.00023
19 579 000
−1022.82
174.321°
0.131
諾爾斯衛星群
2000
布萊特·格萊德曼和約翰·卡維拉斯等人
47
Hati
≈ 6
~0.00015
19 709 300
−1033.05
163.131°
0.291
諾爾斯衛星群
2004
斯格特·謝柏德、大衛·朱維特和簡·克萊納
48
≈ 5
~0.00009
19 905 900
−1048.54
164.042°
0.396
諾爾斯衛星群
2004
斯格特·謝柏德、大衛·朱維特和簡·克萊納
49
Farbauti
≈ 5
~0.00009
19 984 800
−1054.78
158.361°
0.209
諾爾斯(土衛二十七)衛星群
2004
斯格特·謝柏德、大衛·朱維特和簡·克萊納
50
Thrymr
≈ 7
~0.00023
20 278 100
−1078.09
174.524°
0.453
諾爾斯衛星群
2000
布萊特·格萊德曼和約翰·卡維拉斯等人
51
Aegir
≈ 6
~0.00015
20 482 900
−1094.46
167.425°
0.237
諾爾斯衛星群
2004
斯格特·謝柏德、大衛·朱維特和簡·克萊納
52
≈ 5
~0.00009
20 518 500
≈ −1100
177.22°
0.13
諾爾斯衛星群
2007
斯格特·謝柏德、大衛·朱維特和簡·克萊納
53
Bestla
≈ 7
~0.00023
20 570 000
−1101.45
147.395°
0.77
Norse (Narvi) group
2004
斯格特·謝柏德、大衛·朱維特和簡·克萊納
54
≈ 6
~0.00015
20 576 700
−1101.99
165.596°
0.529 9
諾爾斯衛星群
2004
斯格特·謝柏德、大衛·朱維特和簡·克萊納
55
≈ 6
~0.00015
21 076 300
−1142.37
150.817°
0.471 0
諾爾斯(土衛二十七)衛星群
2006
斯格特·謝柏德、大衛·朱維特和簡·克萊納
56
Fenrir
≈ 4
~0.00005
21 930 644
−1212.53
162.832°
0.131
諾爾斯衛星群
2004
斯格特·謝柏德、大衛·朱維特和簡·克萊納
57
Surtur
≈ 6
~0.00015
22 288 916
−1242.36
166.918°
0.368 0
諾爾斯衛星群
2006
斯格特·謝柏德、大衛·朱維特和簡·克萊納
58
Kari
≈ 7
~0.00023
22 321 200
−1245.06
148.384°
0.340 5
諾爾斯(土衛二十七)衛星群
2006
斯格特·謝柏德、大衛·朱維特和簡·克萊納
59
Ymir
≈ 18
~0.00397
22 429 673
−1254.15
172.143°
0.334 9
諾爾斯衛星群
2000
布萊特·格萊德曼和約翰·卡維拉斯等人
60
Loge
≈ 6
~0.00015
22 984 322
−1300.95
166.539°
0.139 0
諾爾斯衛星群
2006
斯格特·謝柏德、大衛·朱維特和簡·克萊納
61
Fornjot
≈ 6
~0.00015
24 504 879
−1432.16
167.886°
0.186
諾爾斯衛星群
2004
斯格特·謝柏德、大衛·朱維特和簡·克萊納

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 樓主| 發表於 2012-3-12 10:38:03 | 顯示全部樓層
土星衛星中,被研究的最多的是土衛六,詳見以下主題:


                               
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 樓主| 發表於 2012-3-13 10:05:54 | 顯示全部樓層
土衛一


土衛一米瑪斯,Mimas,希臘語:Μίμᾱς,極少情況下拼為Μίμανς)是土星的一顆衛星1789年威廉·赫歇爾發現。[9] 它以希臘神話中的蓋亞之子Mimas命名。土衛一是已知的太陽系中最小的在自吸引作用下呈球狀的天體

1789年9月17日天文學家威廉·赫歇爾發現了土衛一。他如此記錄這次發現:「1789年9月17日,我的四十英尺望遠鏡狀態出色,我發現了第七顆衛星,當時它位於軌道最西側。」[10]

土衛一以希臘神話中的一位泰坦巨人的名字命名。當時威廉·赫歇爾的兒子約翰·赫歇爾在其1847年的著作《在好望角天文觀測的結果》中以泰坦族巨人的名字命名了已知的七顆土星衛星,包括土衛一,其理由是薩圖爾努斯羅馬神話中的農神,相當於希臘神話中的克洛諾斯)是泰坦族的領袖。[11][12]依據里德爾和斯科特的希臘-英語詞典,土衛一的形容詞格為Mimantean(其所有格在拉丁文中為Mimantis,在希臘文中為Μῑμάντος)。在實踐中,英國式的形容詞格如Mimansian或Mimian則十分常見,而更經常使用的則是短語「of Mimas」。
土衛一密度較低(為1.17),這表明其可能是由大量的冰體和少量的岩石構成。由於潮汐效應的作用,土衛一併不呈完美的球形;其長軸大約比其短軸長10%。從近期卡西尼號發回的圖片上看土衛一更接近於卵形

土衛一最顯著的特徵是一個直徑達130公里的龐大撞擊坑——為紀念土衛一的發現者,它被命名為赫歇爾撞擊坑。赫歇爾隕石坑的直徑接近於該衛星直徑的三分之一,其坑緣高達5公里,部分坑底則深達10公里,而其中心山峰則高出坑底6公里。如果地球上出現同等比例的撞擊坑,則其直徑將會達到4000公里,超過了加拿大的寬度。形成這個撞擊坑的撞擊事件幾乎將土衛一撞得粉碎:在撞擊坑的相對側仍能清楚地看到斷裂地形,這可能是撞擊之後橫貫星體的衝擊波造成的。由於星體表面存在著這個大撞擊坑,土衛一竟然與《星球大戰》中的死星驚人的相似。

此外,土衛一的表面還遍布著眾多較小的撞擊坑,但是其中沒有一個可以與赫歇爾隕石坑相匹敵。雖然土衛一遭受過猛烈的轟擊,但是成坑過程並不同一。其大部分表面都覆蓋著直徑超過40公里的撞擊坑,而在南極地區,卻很少有直徑超過20公里的撞擊坑。這表明某種地質活動將這些地區的較大撞擊坑移除了,或者某些事物或機制阻止了較大星體對南極地區的轟擊。科學家在土衛一標明已發現的主要地質構造有兩種:撞擊坑和峽谷

                                                                                              卡西尼號拍攝的照片上的土衛一看起來為卵狀




                               
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                                            卡西尼號拍攝的土衛一的高解析度照片,照片中顯示了深達6公里的撞擊坑以及右下方的一個深達1公里的峽谷。






                                                                                                                    土衛一表面地圖


從實際效果上看,土衛一起到了清理土星最寬的兩個環——A環B環之間的卡西尼環縫中的物質的作用。卡西尼環縫內緣的顆粒軌道和土衛一的軌道成2:1的共振,即這些顆粒公轉完兩周,土衛一正好公轉完一周。其間土衛一不斷從同一方向對卡西尼環縫的顆粒施加拉力,迫使這些顆粒進入環縫外層的新軌道。土衛一還和其他構造保持著軌道的共振關係,如它和C環與B環的邊界保持著3:1的軌道共振關係,和土衛十七保持著3:2的軌道共振關係。最近發現,土衛一還和G環保持著7:6的共轉離心共振關係,後者位於土衛一軌道內側1萬5000公里處。


卡西尼號曾多次從中距離對土衛一進行拍攝,最近的一次是在2005年8月1日,距離為6萬3000公里。卡西尼號的後續任務包括幾次對土衛一的非定向接近。其中觀測條件較好的兩次分別在2008年10月24日2009年10月14日。而最接近的一次觀測將會發生在2010年2月13日,距離僅為9500公里。



                                                                                                               位於F環之後的土衛一



[tr][/tr]
發現
發現者
威廉·赫歇爾
發現日期
1789年9月17日[1]
軌道特性
185,520 千米[2]
0.0202[3]
22 小時 37 分鐘 5 秒[3]
1.53 °
是哪個天體的衛星
土星
物理特徵
大小
414.8×394.4×381.4 km
(0.0311倍地球體積)[4]
平均直徑
397.2 千米[5]
表面面積
490 000km2
3.84×1019 kg[5][6]
平均密度
1.17 g/cm3[5]
赤道上方重力
0.077 m/s2
(同步)
0.005 °
0.77[7]
12.9[8]
表面溫度
最小平均最高
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 樓主| 發表於 2012-3-13 10:18:25 | 顯示全部樓層
土衛二


                                                                                                  圖一: 1981年8月26日旅行者2號所拍攝的土衛二



土衛二(Enceladus)是土星的第六大衛星,[10] 於1779年為威廉·赫歇爾所發現。[11] 在旅行者號於1980年代探測土星之前,人們只知道土衛二是一個被冰覆蓋的衛星。旅行者號顯示土衛二直徑約為500公里(相當於土星最大的衛星土衛六直徑的十分之一),而且其表面幾乎能反射百分之百的陽光。旅行者1號發現土衛二的軌道位於土星E環最稠密的部分,表明兩者之間可能存在某種聯繫;而旅行者2號則發現:儘管該衛星體積不大,但是在其表面既存在古老的撞擊坑構造,又存在較為年輕的、地質活動所造成的扭曲地形構造——其中一些地區的地質年代甚至只有1億年。

二十世紀末發射,並於二十一世紀初抵達土星附近的卡西尼號太空船則提供了大量的數據,解開了旅行者探訪之後留下的諸多疑團。在2005年,卡西尼飛船數次近距離掠過土衛二,獲得了該衛星表面及其環境的大量數據,特別是發現了從該衛星南極地區噴射出的富含水分的羽狀物。該發現,以及可探測到的逃逸內能的存在、南極地區極少存在撞擊坑的情況,共同證明了土衛二至今仍然存在地質活動。在巨行星的衛星系統中,許多衛星都會成為軌道共振的犧牲品,這會導致星體震動和軌道的擾動,而對於更加靠近行星的衛星,潮汐效應則會加熱行星的內部,這或許可以解釋土衛二的地質活動。

土衛二是外太陽系中迄今為止觀測到存在地質噴發活動的三個星體之一(另外兩個分別是木衛一海衛一)。分析認為噴射的物質是星體表面以下的液態水;同時,在噴射的羽狀物中亦發現了奇特的化學成分,因此土衛二也被認為是天體生物學的重要研究對象。[12] 此外,噴射現象也為E環的物質來源於土衛二的觀點提供了重要證據。



土衛二(恩克拉多斯)以希臘神話中的巨人恩克拉多斯命名。該名字及其他六顆第一批被發現的土星衛星的名稱都由威廉·赫歇爾的兒子約翰·赫歇爾在其1847年出版的《在好望角天文觀測的結果》(Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope)中率先提出。[13] 如此命名的理由是:土星所代表的農神薩圖爾努斯即為希臘神話泰坦族的領袖克羅諾斯國際天文學聯合會以阿拉伯文學作品《一千零一夜》中的人名和地名命名土衛二的地表構造。[14] 其中撞擊坑以人物命名,其他地質結構如深谷、山脊、平原和槽溝則以地點命名。迄今為止國際天文聯合會共正式命名了57處地質結構,另有22處於1982年為旅行者號所發現的地質結構亦得到了命名,此外,對2005年卡西尼號在其三次飛掠中發現的35處地質結構的命名也於2006年11月獲得了認可。[15] 這些被認可的命名包括了撒馬爾罕槽溝,阿拉丁隕石坑和錫蘭平原等。

1789年8月28日,威廉·赫歇爾在第一次使用他的1.2米望遠鏡——當時世界上直徑最大的望遠鏡——時發現了土衛二。[16][17] 其實在1787年,赫歇爾就已經通過他的16.5厘米望遠鏡觀測到這顆衛星,只是當時未得到確認。[18] 由於土衛二糟糕的視星等(高達11.7等),同時它又靠近明亮得多的土星及其光環,從地球上很難觀測到這顆衛星,只有通過透鏡直徑達15-30厘米的望遠鏡才能觀測到,這還取決於當時當地的大氣狀況和光污染程度。作為太空時代之前發現的眾多土星衛星之一,土衛二的最佳觀測時間是在環面穿越時期,此時土星環垂直於地球運行點的切線,在地球上只能觀測到一條細線,土星環的亮度大為降低,故為觀測土衛二的最佳時機。[19]直到旅行者號計劃實施後,對土衛二的觀測才得到顯著改善,而之前科學家所掌握的資料僅僅包括了該衛星的軌道特徵及對其質量、密度和反照率的約略估計。

兩艘旅行者飛船獲得了第一組土衛二的特寫鏡頭,其中旅行者1號是第一艘與土衛二擦肩而過的人造飛行器,它於1980年11月11日在距土衛二20萬2千公里處掠過。[20] 儘管在這個距離上獲得的影像資料解析度較低,但是仍然顯示土衛二擁有一個高反照率並缺乏撞擊坑的地表,這表明該衛星地表的地質年齡較低。[19] 旅行者1號亦證實土衛二的運行軌道恰好位於土星E環的稠密處;結合土衛二的年輕地表分析,參與旅行者飛船計劃的科學家認為E環是由土衛二地表所噴射出的顆粒組成的。旅行者2號1981年8月26號在距土衛二8萬7010公里處飛掠而過,從而獲得了關於這顆衛星更為清晰的影像資料。如圖一所示,這些資料展示了這顆衛星年輕地表的諸多特徵,也表明在這顆衛星的不同地區,其地質年齡存在極大不同。[22]

在該衛星北半球中、高緯度地區,存在著大量的撞擊坑,而在靠近赤道的地區,撞擊坑的分布則相對較少。這種多樣性的地貌特徵與地質年齡古老、撞擊坑眾多的土衛一——該衛星較土衛二稍小——形成了鮮明對比。這種年輕地貌的發現在科學界引起了很大轟動——當時還沒有任何理論可以解釋為何一顆體積如此之小的天體(相較於暴烈的木衛一,它已經處於冷卻狀態)依然存在著地質活動。不過,旅行者2號的觀測數據並不能證明土衛二現階段是否仍存在地質活動,也無法確認該衛星是否就是E環物質的來源地。這些謎團直到2004年7月1日卡西尼號太空船進入環土星軌道後才得以解決。在旅行者2號觀測結果的基礎上,土衛二成為了卡西尼號飛船計劃的一個優先觀測目標。卡西尼號在1500公里範圍內數次有目的性的飛掠,及在10萬公里範圍內眾多非目的性的飛掠提供了大量的觀測資料。

迄今為止,卡西尼號共進行了4次近距離的飛掠,獲得了眾多關於土衛二表面的意義重大的信息,並發現了衛星南極地區發生的含有水蒸氣和複雜碳氫化合物的噴射現象。這些發現也促使卡西尼號的飛行軌道做出改變,對土衛二實施更近距離的飛掠,其中包括2008年3月的一次近距離相遇。在該次相遇中,卡西尼號對土衛二進行了精度達到52公里以內的探測。2008年至2010年間卡西尼號的後續任務包括了7次對土衛二的近距離飛掠,其中2008年下半年的兩次飛掠距離近達50公里。[23]

卡西尼號在土衛二上的發現推動了數項研究計劃的跟進。2007年,美國國家航空暨太空總署完成了一項向土衛二發射軌道飛行器並詳細研究南極地區羽狀噴射物的計劃的概念性研究,[24] 遺憾的是該計劃未得到進一步實施。[25]歐洲太空總署也計劃向土衛二發射探測器,該計劃將與土衛六的研究計劃共同實施。[26]土衛六-土星計劃」是美國國家航空暨太空總署和歐洲太空總署聯合提出的一項旨在探測土星系衛星(包括土衛二)的計劃,與之相競爭的則是「木衛二-木星計劃」。2009年2月,美國國家航空暨太空總署和歐洲太空總署宣布將優先實施木衛二-木星計劃,[27] 同時也將繼續研究土衛六-土星計劃的可行性,擇機實施。


軌道
                                                                       圖二: 從土星北極上方觀測的土衛二軌道圖(紅色高亮部分)

土衛二屬土星的內層大衛星。按距離土星由近及遠排序,土衛二位居第14位,它的軌道位於土星E環的稠密部分。土衛二在距土星中心23萬8千公里、距其雲層頂部18萬公里的軌道上環繞土星運轉,其軌道位於土衛一土衛三之間,公轉周期為32.9小時(可以通過一個晚上的觀測發現其位移)。其軌道與土衛四的軌道形成了2:1的軌道共振,即每當它完成兩次公轉,土衛四即完成一次公轉。這種軌道共振關係導致土衛二軌道的離心率達到了0.0047,並為其地質活動提供了加熱源。[2]如同大部分土星的大衛星一般,土衛二的自轉與公轉相同步,它永遠都保持著同一面面向土星。不同於月球,土衛二並沒有出現自轉軸的擺動(而月球則有超過1.5°的擺動)。不過,對土衛二外形的分析表明,有時候它會由於外力作用——如土衛四的軌道共振效應——而產生自轉軌道的擾動。[2] 這種擾動亦能夠為土衛二提供額外的加熱源。[编辑]
與E環的相互影響

                                                                    圖三: 土衛二軌道的側面圖,該圖顯示了土衛二與土星E環的關係



E環是土星的最外層光環,極其寬大(是土星環中最寬的環),但也極其稀薄,構成物質僅為極細小的冰晶和粉塵。該環起始於土衛一的軌道,一直延伸至土衛五的軌道附近,甚至有觀測者認為它已經延伸至土衛六的軌道附近了,如此算來,其寬度將達100萬公里。然而,眾多的數學公式都顯示這樣的環是不穩定的,只能維持1萬至100萬年。由此看來,構成該環的顆粒必然是從某處得到了源源不斷的補充,而土衛二的運行軌道則正好處於環帶之中,並且位於環帶中最稠密的部分。因此,某些理論推測土衛二是構成E環的顆粒的來源地。而卡西尼號的觀測結果支持了這種觀點。


                                                                                        土衛二在土星E環內運行



事實上,共有兩種不同的機制補充著環帶的顆粒。[28] 首先,同時也是最重要的,是土衛二南極地區的羽狀噴射物,儘管大部分的噴射物都落回衛星表面,但由於土衛二的逃逸速度僅為866公里/小時,故仍有部分物質逃逸出土衛二的重力控制而進入環土星的軌道。第二種機制是流星對土衛二的轟擊造成其表面揚起的粉塵進入環帶。這種機制並非土衛二所獨有,它對E環中的所有衛星都有效。






土衛二是一顆相對較小的衛星,平均直徑為505公里,只有月球直徑的七分之一,比不列顛島的最大長度還稍小,而其大小也和不列顛島不相上下。而亞利桑那州科羅拉多州也能夠容得下這顆衛星。不過若論其球體面積,則比以上這些區域要大得多,它的面積達80萬平方公里,相當於莫三比克的國土面積,比德克薩斯州大15%。




土衛二的質量和直徑都位列土星衛星的第六位,居於土衛六(5150公里)、土衛五(1530公里)、土衛八(1440公里)、土衛四(1120公里)和土衛三(1050公里)之後。它也是土星擁有的最小的球狀衛星之一,除了它和土衛一(390公里)之外,其他的小衛星均為不規則形狀。


                                                                                                         圖五: 土衛二與英國的大小比較






事實上土衛二為一個扁平橢球體,依據卡西尼號發回的照片進行測算,土衛二的三軸長度為513(a)×503(b)×497(c)公里[2],其中(a)為面向土星面與背向土星面兩極間的距離,(b)為星體凹面與凸面兩極間的距離,(c)為南極與北極之間的距離。土衛二圍繞其短軸自轉,而其長軸則成放射狀地偏離土星。

                                 圖四: 土衛二(左上)運行至土衛六前方(卡西尼號攝於2006年2月5日),此時土衛二距卡西尼號410萬公里,土衛六距卡西尼號530萬公里。


表面1981年8月,旅行者2號在人類歷史上首次近距離地觀測土衛二。對獲得的圖像信息進行分析後,科學家們發現了至少五種不同的地形,包括撞擊坑地形、平坦地形(較年輕),而在平坦地形附近,則往往分布著山脊。[22] 另外還觀測到大量的線性地縫[29] 和懸崖。鑒於在平坦地區分布的撞擊坑較少,科學家推測這些平坦地區的形成時間可能只有幾億年。所以,在較近的一段地質時間裡,土衛二上必然發生了諸如「水火山」之類的地質活動,才能使得原先千瘡百孔的地表平整如初。固態水(冰)使得土衛二表面發生了很大變化,使其成為太陽系中反射率最大的天體,它的幾何反照率高達138%。[6] 正因為它反射了如此之多的陽光,其平整地表的夜間溫度僅為-198℃(較其他土星衛星寒冷)。[8]
卡西尼號在2005年2月17日3月9日7月14日三次飛掠土衛二,觀測到了土衛二表面的更多細節。例如旅行者2號所觀測到的平坦地形,實際上是一些撞擊坑分布較少的地區,這類地區還分布有山脊和懸崖。同時,在地質年齡較大、撞擊坑分布密集的地區,還發現了數目眾多的地縫,這證明在撞擊坑大量形成之後,這一地區還經歷了劇烈的地質運動。[30] 另外,在旅行者2號過去未詳細勘測的地區,亦發現了幾處較年輕的地形,如南極附近的一處古怪地形。[2]

撞擊坑是太陽系許多天體上存在的普遍現象。土衛二的許多區域都被分布密度不同、破損程度不同的撞擊坑群所覆蓋。在旅行者2號觀測結果的基礎上,科學家根據撞擊坑分布密度的不同將其分為三類撞擊坑地形單元。其中ct1和ct2雖然在撞擊坑破損程度上有所不同,但都包含了數目眾多的、直徑達10-20公里的撞擊坑;而cp則是分布有少量撞擊坑的平坦地區。[31] 這種基於撞擊坑密度(及與此相關的地表年齡)而進行的撞擊坑地形細分支持了認為土衛二曾經歷過多階段的地表重塑的觀點。

                          圖六:土衛二上的破損撞擊坑(2005年2月17日卡西尼號所攝):在照片的底部四分之一可以看到從左延伸至右的哈馬罕槽溝。在哈馬罕槽溝之上則是ct2地形單元。



近期卡西尼號的觀測則提供了關於ct2和cp地形單元的更多詳細信息。這些高解析度照片顯示土衛二的許多撞擊坑都出現了由粘性崩塌和結構性裂痕導致的嚴重破損。[32] 粘性崩塌是重力的作用所造成的撞擊坑及其他水冰構成的地形的破損,這個作用過程需要經歷漫長的地質時間,並將最終使該地區的地勢趨於平緩。這個作用的效果取決於冰的溫度,因為相較於溫度較低、質地較硬的冰,溫度較高的冰更容易遭到破壞。經歷了粘性崩塌作用的撞擊坑一般都有一個凸形底部,有時甚至只剩下一圈坑緣。圖八左上角的大撞擊坑——頓雅扎德撞擊坑所擁有的凸形底部即是粘性崩塌作用的例證。另外,土衛二表面的許多撞擊坑也已遭到結構性裂痕的嚴重破壞。照片底部中央偏右直徑近10公里的撞擊坑即是證明:寬度只有數百米至一千米的細長的裂痕已經嚴重破壞了該撞擊坑的邊緣和底部。迄今為止,幾乎所有位於ct2地形單元中的撞擊坑都有構造性變形的跡象。粘性崩塌和結構性裂痕的作用都證明了——儘管撞擊坑地形地區是土衛二上地質年齡最大、撞擊坑留存度最高的地區,但其中的幾乎所有撞擊坑都已處於某種被破壞的階段。

                                                           圖七:土衛二表面,拉伯塔伊特槽溝附近類似於木衛二表面構造的地形,卡西尼號於2005年2月17日拍攝。


旅行者2號在土衛二上發現了幾種地質構造,包括槽溝、懸崖和山脊等。[22] 近期卡西尼號的觀測表明土衛二上改變地貌的主要方式是構造作用。土衛二上發現的一種更加引人關注的地質構造是裂痕,這些峽谷能夠延伸至200公里長,寬度為5-10公里,深度為1公里。圖七顯示了一條典型的大裂痕切割那些地質年齡較大、已經遭到結構性破壞的地區的景象。圖八底部亦顯示了這種地質構造。裂痕是一種較年輕的地質構造,因為它通常表現為切割其他地質結構,同時裂痕兩壁有突出的露頭。
土衛二上存在構造作用的另一例證是槽溝結構,它由一系列呈曲線狀的槽溝和山脊構成。這種條紋狀結構最初是由旅行者2號發現的,通常是平坦地形與撞擊坑地形的分野標誌。[22] 在圖六和圖十中均可見到這種地質構造(圖十中的為撒馬爾罕槽溝)。這種槽溝地形容易令人聯想起木衛三上的相似地貌。不過土衛二的槽溝構造要比後者複雜:木衛三上的槽溝為平行排列,而土衛二的槽溝排列則顯得較為凌亂,形狀也多為鋸齒狀。引人關注的是,卡西尼號在對撒馬爾罕槽溝進行觀測時發現了一些暗點(直徑125-750米),它們平行排列於槽溝旁,有推測認為這些暗點是位於該地區的陷坑。

除此之外,土衛二表面還有多種地質構造。圖九顯示了一種狹窄的斷裂地形(通常有數百米寬),該地形由卡西尼號發現。這些裂縫常常貫穿於撞擊坑地形之中,其深度也只有一兩百米。其中的許多裂縫在其形成過程中受到了撞擊坑所產生的微薄表土的影響,導致裂紋走向經常發生變化。












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 樓主| 發表於 2012-3-13 10:28:06 | 顯示全部樓層


旅行者2號在土衛二表面發現了兩種平坦地形。這些地形的地勢起伏較小,較之撞擊坑地形,其撞擊坑數目也很少,這表明這種地質構造的產生年代較晚。[31] 其中的典型——錫蘭平原,從照片上就未發現可見的撞擊坑。而在錫蘭平原西南方的另一個平坦地形,則縱橫交錯著數條槽溝和懸崖。其後,卡西尼號也曾觀測過這些平坦地形,其中包括了錫蘭平原和蒂雅平原,並拍下了高解析度的照片。這些照片顯示這些地形中其實布滿了較低的山脊和較淺的裂縫。目前認為,其中的裂縫是由於剪切形變造成的。[32] 其中拍攝的錫蘭平原的照片顯示該地區仍存在著一定數量的微小撞擊坑——依據這些撞擊坑估計,該地區地表的年齡從1.7億年到37億年不等,具體年齡取決於撞擊坑的分布情況。[2][a]



卡西尼號對土衛二表面進行觀測的區域的擴大使得更多的平坦地形得以發現,特別是在土衛二朝向軌道運動方向的球面上。這些地形上布滿了數目眾多的槽溝和山脊,類似於南極地區的變形構造。這些地形正好位於錫蘭平原和蒂雅平原的球體對立面上,表明這一地區受到了土星引力潮汐的影響。[33]




南極地區2005年7月14日,科學家在卡西尼號飛掠土衛二時拍攝的照片中發現了一個位於南極地區、產生構造變形的特別區域。該地區位於北緯60°區域,其間遍布裂縫和山脊[2][34],同時也存在著少量微型撞擊坑,這表明這是土衛二表面最年輕的地貌,同時也是所有中等大小的冰凍衛星上的最年輕地貌;其間的撞擊坑構造表明該地區的某些區域可能只有5萬年的歷史,甚至可能更年輕。[2] 靠近該區域的中心區分布著4個裂縫帶,以及眾多的山脊——這些山脊被非正式地命名為「虎皮條紋」。這些裂縫可能是該地區最年輕的地質結構,它們的四周分布著呈薄荷綠色、帶有粗糙紋理的冰體——這些冰體在其他地區常常出現在岩石露頭中或裂縫壁上。[34] 在該地區的平坦地帶中亦發現了「藍」冰,這表明該地區十分年輕,以致還未來得及被覆蓋上一層來自E環的帶有細密紋理的冰體。[35] 可見光和紅外線測繪分光計(VIMS)的探測結果表明分布於「虎皮斑紋」四周的綠色物質在化學結構上與土衛二的其他地表物質存在差異,同時在「虎皮斑紋」中發現了透明的冰體,這說明這一地質構造十分年輕(可能小於1千年),或者該地質構造表面的冰體近期曾受到熱源影響。另外,該儀器還在「虎皮斑紋」中測得結構較簡單的有機化合物,這在該衛星上尚屬首次發現。[36]

                                        圖九: 土衛二表面的高解析度拼接照片,顯示了數種地質構造和撞擊坑的破損情況。由卡西尼號於2005年3月9日拍攝。



7月14日的飛掠中,卡西尼號對南極地區分布「藍」冰的地區之一進行了觀測,並拍下了高解析度的照片,照片顯示該地區存在著劇烈的地質變形,並發現了一些直徑為10—100米的巨石。[37]


                                                圖八: 土衛二地表的假色照片,顯示了幾種地質構造和撞擊坑的不同破損程度(卡西尼號攝於2005年3月9日)



土衛二南極地區四周環繞著一系列相互平行的、呈Y形和V形的山脊和峽谷。這些山脊和峽谷的形狀、走向和位置都表明它們是土衛二的整體形變造成的。最近,存在著兩種理論解釋這種地形形變的產生。第一種認為:土衛二繞土星運行的軌道縮小了,從而導致土衛二自轉速度的提高,這種變化進而導致土衛二自轉軸的調整。[2] 第二種理論認為大量從土衛二內部噴發出的溫暖的、低密度的物質導致了這種地形所在區域從土衛二南半球中緯度地區位移至高緯度地區。[33] 結果,土衛二的橢球體將會因為這種變化做出相應的調整。根據自轉軸變化理論所得出的推導結果之一是土衛二的南北兩極均曾有過類似的地形變化。[2] 不過與推論相反,土衛二的北極地區卻密布著撞擊坑,且地質年齡也較南極地區大得多。[31] 土衛二地殼的厚薄不均或許可以解釋這種差異。這種地殼厚度的變化得到了南極地區邊緣Y形、V形地形和毗鄰南極的地區地質年齡之間相互關聯的佐證:Y形的、不連貫的地形和縱貫南北的斷裂帶均是較年輕的地形,推測亦認為這種地形對應的地殼厚度較薄;而V形地形則毗鄰著那些地質年齡較大、撞擊坑分布稠密的地區。[2]

                                                       圖十:土衛二上的撒馬爾罕槽溝。由卡西尼號攝於2005年2月17日。圖右可見錫蘭平原的西北部分。




在80年代初期旅行者號對土衛二進行了觀測之後,科學家們基於以下理由認為該星體可能存在著地質活動:年輕的、具有高反射度的表面和其處於E環核心區的位置。[22] 土衛二和E環的聯繫使科學家猜想認為土衛二正是E環上散布的物質的來源——即從土衛二內部噴射出的水蒸氣最終構成了E環。不過,旅行者號的觀測結果未能提供確鑿證據證明土衛二現今仍處於活躍狀態。

不過之後的卡西尼號上承載了多種儀器,通過這些儀器的觀測,科學家最終發現了土衛二上存在著噴發水和其他易揮發物質、而非矽酸鹽石塊的冰火山。2005年1月和2月,卡西尼號上的成像科學子系統(ISS)首次觀測到土衛二南極地區噴發出的由細小冰晶構成的羽狀物。[2]2005年2月17日的飛掠中,磁力計觀測到的關於土衛二大氣的數據也證明之前成像科學子系統所觀測到的現象是真實的——該數據顯示當時土衛二附近的離子迴旋波的能量有所增強。離子迴旋波是離子磁場相互作用的產物,通過測定離子迴旋波的頻率可以確定物質的構成——經過測定,這種物質是經過電離的水蒸氣[38] 在其後的兩次飛掠中,磁力計發現土衛二大氣中的氣體大部分都集中於南極地區,其他地區的大氣濃度則相對十分稀薄。[38] 在2月17日和7月14日的飛掠中,紫外線攝譜儀(UVIS)觀測到兩例掩星現象。在2月的飛掠中,紫外線攝譜儀未能找到土衛二赤道地區存在大氣的證據,但在7月飛掠觀測掩星現象的過程中探測到了水蒸氣的存在。[39]



                              圖十一: 土衛二噴射出的羽狀物為E環提供了大量物質。這些羽狀物似乎是從靠近南極點的「虎皮斑紋」地區噴發的。(卡西尼飛船所攝)


在7月14日的飛掠中,卡西尼號偶然地穿越了氣體雲,離子和中性粒子分光計(INMS)和宇宙塵埃分析儀(CDA)從而能夠直接獲取羽狀物的樣本。離子和中性粒子分光計對氣體雲的物質構成進行了測定,發現其中大部分為水蒸氣,並包含少量的分子態氮甲烷二氧化碳[9] 宇宙塵埃分析儀發現「越靠近土衛二,顆粒物質數量越多」,這證明土衛二的確是E環物質的主要來源地。[28] 離子和中性粒子分光計以及宇宙塵埃分析儀的數據表明卡西尼號穿越的氣體雲確為冰火山所噴發的、富含水分的羽狀物,這種羽狀物來源於南極地區的噴射口。

[40]2005年11月,這種噴射活動得到了進一步的確認,成像科學子系統拍攝到了土衛二南極地區類似噴泉的冰晶噴射活動。[2](實際上,在之前的2005年2月,卡西尼號已經拍攝到羽狀物,只是仍需要進一步對高相位角度拍攝的照片——即當太陽處於土衛二身後時所拍攝的照片——進行研究以真正確認其存在,這些照片還需要同其他土星衛星的高相位照片進行對比。)[41] 11月的觀測結果顯示了羽狀物的完整結構,並發現該羽狀物由數個獨立的噴射活動的噴射物(或許來自數個不同的噴射口)共同構成,並擴展至距衛星表面近500公里的地區。這一觀測結果使得土衛二成為第四顆被證實存在火山活動的太陽系天體,之前的三顆分別是地球海衛一木衛一[40] 2007年10月,在成像科學子系統觀測到塵埃噴射活動的同時,紫外線攝譜儀亦觀測到了氣體噴射活動。

2008年3月12日的飛掠使卡西尼號獲得了進一步的觀測機會。觀測數據顯示羽狀物中含有更多的化學物質,包括簡單的和複雜的碳氫化合物,如丙烷乙烷乙炔[42] 這項發現提高了土衛二表面存在生命的可能性。[43] 卡西尼號上的離子和中性粒子分光計對羽狀物的物質構成進行測量後發現其與大部分彗星的物質構成相近。

多種觀測儀器的觀測結果表明在土衛二南極地區,這種從受壓的地下腔室中噴發羽狀物的活動類似於地球上的噴泉。[2] 由於離子和中性粒子分光計和紫外線攝譜儀均未在噴射物質中發現——該物質能夠起到防凍作用,因此科學家預測在土衛二地下受熱、受壓的腔室中流動著溫度至少達到零下3攝氏度、近乎純淨的液態水,即如圖十三所示。由冰融化為純水,比之氨水混合物的融化需要更多的熱量。這種熱量可能來自引力潮汐能或輻射源所產生的能量。另一種產生羽狀物的途徑是土衛二表面溫暖的冰的升華。在2005年7月14日的飛掠過程中,卡西尼號上的紅外成份分光計(CIRS)在靠近南極點的地區發現了一個溫暖區域,該區域的溫度達到了85-90開爾文度,部分區域的溫度甚至高達157開爾文度(零下116攝氏度),遠較地表接收陽光輻射產生的溫度高,這表明該區域受到了土衛二內部熱源的加熱。[8] 在這種溫度下,該區域的冰體能夠以較其他區域冰體快得多的速度升華,併產生羽狀物。這種假說受到了較多關注,因為如若加熱地表冰體的地下層物質為呈半流質狀態的氨水混合物,那麼不需要太多的能量就可以產生羽狀物。不過,羽狀物中富含的大量冰晶顯然更支持「冷噴泉」模式假說,並削弱了冰體升華假說的可信性。[2]

此外,基輔等人還提出了籠型水合物的來源理論,該理論認為,當「虎皮斑紋」地形破裂時,蘊藏於其中的二氧化碳、甲烷和氮暴露於真空之中,從而被釋放出來。[44] 該理論並不需要「冷噴泉」模式假說中用於融冰的熱能的存在,也能在缺少氨的情況下解釋得通。




   圖十二:在12-16微米波段觀測到的、併疊加於可見光視圖上的關於南極地區破裂帶地熱活動的熱成像圖(白框內)。四個破裂帶中的一個(右邊)只被部分攝入。



                               
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                                                                                                     圖十三:土衛二冰火山的一種可能模型。


內部結構

在卡西尼計劃施行之前,人們對於土衛二的內部構造知之甚少。不過,在卡西尼號飛船對土衛二進行的數次飛掠過程中所得出的探測結果為構建土衛二的內部模型提供了必要的信息,其中包括了對土衛二的質量和三軸橢球體形狀的測定、高解析度的地表照片和地質化學上的新發現。


之前旅行者測得的土衛二質量表明土衛二可能完全是由固態冰組成的。[22] 但是根據土衛二對卡西尼號的重力作用效果進行的測定表明,這個數值要遠高於之前的推測,其密度達到了1.16克/立方厘米,[2] 高於土星其他中等體積的冰衛星的密度,這表明土衛二可能含有更多的矽酸鹽。除了固態冰之外其他物質的存在,意味著土衛二內部可能擁有放射性物質衰變所產生的較為豐富的熱能。


圖十四: 在卡西尼號的觀測成果基礎上構建的土衛二內部結構模型。中心的棕色部分代表土衛二的矽酸鹽核心,環繞其外的白色部分則代表著由富含冰水的地幔。黃色和紅色部分則表示在南極地區之下的地幔和核心中可能存在的岩漿入侵。


卡斯蒂略等人認為土衛八和其他的土星冰衛星都是在土星分星雲形成後不久就形成的,因此富含短期放射性核素。[45] 這些放射性核素,如鋁-26鐵-60,有較短的半衰期,並能夠相對較快地為星體核心提供熱能。雖然土衛二擁有相對高密度的岩石構造,但是如果沒有這些短期放射性核素,那麼土衛二內部的長期放射性核素則來不及阻止核心的快速冰凍。[46] 鑒於土衛二的高密度岩石構造,人們猜測鋁-26和鐵-60的高含量將會導致一個不同的構造類型的出現,這個構造類型包含了一個冰凍的地幔和一個岩石的核心。[47] 後期的輻射能和潮汐作用則將核心的溫度提升到了1000 K,這個溫度足以融解內層地幔。但是,若要保持土衛二地質活動的活躍性,則部分的核心也必須融化,以形成岩漿腔室,這種腔室在土星的潮汐作用下會扭曲變形。土衛四共振效應天平動產生的潮汐熱使得這些位於核心的熱點至今仍保持活躍,並為現在土衛二上的地質活動提供能量。[48]


此外,科學家還測定了土衛二的形狀,以進一步判斷該衛星是否具有內部分層結構。波爾科等人根據其2006年的測量結果認為該星體處於流體靜力學的平衡狀態,在此狀態下,星體內部是不分層的,這與地質學及地球化學方面的證據所指向的結果相矛盾。[2] 不過,該星體的形狀並未排除其不處於流體靜力學平衡狀態的可能性,可能在較近的一個時期,土衛二仍可能擁有一個分層的內部結構,在該星體的某些區域旋轉速度較其他區域來得快。[47]








液態水存在的可能性2008年,科學家們觀測到了從土衛二表面噴出的水蒸氣。這一觀測結果證明了該衛星上存在著液態水,並支持了土衛二有可能存在生命的觀點。[49]坎迪斯·漢森[50]美國航空太空局位於加州的噴氣推進實驗室的一名科學家,在發現了這些速度高達2189公里/小時——這種速度十分罕見,往往只有在含有水的情況下才能達到這種速度——的羽狀物後,他領導著一個團隊開始研究這些物質。[51]卡西尼號提供的資料顯示在土衛二的冰凍表面之下可能存在著一個全球性的海洋。[52] 卡西尼號對其所捕獲的冰晶顆粒進行分析後發現,這些冰晶顆粒是由鹽水凝集而成的——這種狀況一般只發生於大面積的水體之中。因此土衛二之上也可能存在外星生命。[53] 另一種觀點則認為土衛二上存在的並非大面積的海洋,而是分布廣泛的溶洞,這些溶洞之中充滿了液態水。2009年8月13日,科學家對外公布了對土衛二南極地區噴射出的水蒸氣進行分析的最新結果,他們在冰晶顆粒中發現了高濃度的鹽分。此外,卡西尼號還發現了諸如碳酸鹽和塵埃顆粒等有機化合物的蹤跡。這些證據都有力證明了在該衛星表面之下存在著一個海洋。其中的塵埃顆粒甚至可能提供關於海洋的細節情況,而通常獲取這些情況需要進行深層鑽探。土衛二地殼之下液態水的存在表明在其內部存在著內部熱源。現在,科學家相信放射性衰變和潮汐效應共同提供了液態水存在所需要的熱量,[54][55] 因為唯獨潮汐效應是無法提供如此多的熱量的——如土星的另一顆衛星土衛一即比土衛二更為靠近土星,且其軌道離心率更大,這意味著相比於土衛二,該衛星受到了更為強大的潮汐效應的影響,但是其老舊而布滿創傷的表面則表明該衛星似乎早已停止了地質活動。[56]
土衛二上的夜空


                                                                                                     圖十五: 土衛二夜空的藝術想像圖。


從土衛二上觀測,土星佔據著近30°的視角,比從地球上觀測到的月球的視角大60多倍。此外,由於土衛二的自轉與公轉同步,造成土衛二永遠都由同一面面向土星,所以土星在土衛二的夜空中從不移動(除了由於軌道異常所造成的微小變化),而在土衛二背對著土星的那一面,則永遠都看不到土星。土星光環的可觀測視角只有0.019°,看起來就像一條明亮的細線橫穿土星的圓盤,不過它落在土星盤面上的陰影則可以被清楚地辨認出。就如同在地球上觀測到的月球一般,土衛二上觀測到的土星也有定期的相的變化,其從虧到盈要經歷一個16小時的周期。與此同時,太陽則只佔據著3.5'的視角,比從地球上觀測到的月球的視角小了9倍。如果一個觀測者在土衛二上進行觀測,那麼平均每過72小時,他就能觀測到土衛一(位於土衛二軌道內側的最大衛星)運行至土星前面。土衛一的視角接近於月球,最大時為26';而土衛十三土衛三十二大小則如同星星;土衛三的最大視角能略超過1°,比月球的視角大一倍,但只有在其最靠近土衛二時從土衛二的背向土星面才能看到。



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 樓主| 發表於 2012-3-13 10:35:49 | 顯示全部樓層
土衛三

土衛三英語Tethys義大利科學家喬凡尼·多美尼科·卡西尼在1684年3月21日所發現的[8]



土衛三是根據希臘神話泰坦忒堤斯來命名的。




卡西尼稱呼了他所發現的4顆土星衛星(土衛三、戴奧妮利亞伊亞佩特斯)為路易之星(Sidera Lodoicea)來紀念路易十四世。而天文學家在第17世紀結束時,根據習慣將它們稱乎為土衛一、土衛二、土衛三、土衛四與土衛五(包括泰坦)。在米瑪斯恩塞拉都斯於1789年被發現後,編號延伸到土衛七。1848年發現的許珀里翁最後一次改變編號順序,將伊亞佩特斯擠到土衛八。


天文學家約翰·弗里德里希·威廉·赫歇爾威廉·赫歇爾的兒子,也是土衛一與土衛二的發現人)後來在《好望角觀測結果》(Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope)中建議這7顆衛星應該以泰坦神族來命名,後來這項建議被正式採用[9]



                               
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卡西尼號攝得的土衛三照片,從上面可以看見巨大的伊薩卡峽谷





土衛三由所構成,類似土衛五與土衛四。它的密度為0.97 g/cm³,表示土衛三幾乎都是由水冰所組成的。土衛三的表片受到天體嚴重的撞擊,並擁有許多冰裂縫。它是太陽系反射率最高的天體之一,反射率達到1.229[6]。這樣高的反射率是因為土星昏暗的E環物質所導致的,它的物質也包括土衛二所噴發出的水冰。


土衛三的地表合成照片



在土衛三擁有2種不同的地形,其中一種是由許多坑洞所構成的,而另一種地形則是黑暗的火山帶所組成的。這樣的火山口意味著土衛三曾經擁有內部的地質活動,導致古老的地形重新出現在地表。這種黑暗火山帶的精確形成原因仍是未知的,不過可能可以從伽利略號拍攝的木衛三木衛四的照片來解釋,照片中顯示它們的極區擁有明亮的冰帽,這是因為冰沉積在朝著極點傾斜的火山口中。土衛三也可能是類似的情況,它的極區也相當明亮,並有黑暗的區域散布其中。

土衛三的西半球主要是巨大坑洞奧德修斯撞擊坑(Odysseus),它的直徑為400公里,接近2/5個土衛三的大小。這個坑洞非常平坦,就像木衛四的坑洞,沒有月球水星常見高聳的環狀山與中央隆起。這非常可能是因為天體撞擊在土衛三柔軟的表面所造成的地質現象。


奧德修斯撞擊坑是一個巨大的坑洞,它位於照片的上方


土衛三的第2個主要特徵是巨大的伊薩卡峽谷(Ithaca Chasma),它寬100公里,深3至5公里。它延伸了2,000公里長,大約是土衛三圓周長的3/4。伊薩卡峽谷的形成被認為是因為在土衛三內部液體凝固時,導致體積膨脹,土衛三的表面因此裂開。地表下的海洋可能使得土衛三與土衛四在在早期形成2:3的軌道共振,也導致內部的潮汐加熱與軌道偏心率。這個海洋後來在土衛三脫離這種共振關係之後完全結凍[10]。在土衛三完全固化前所形成的坑洞很可能全部被後來的地質活動所消除。天文學家也提出另一種理論來解釋伊薩卡峽谷的形成:在奧德修斯撞擊坑形成時受到的巨大撞擊,形成衝擊波傳遍土衛三,導致土衛三另外一面的表面破裂,形成伊薩卡峽谷。土衛三的表面溫度為攝氏-187度。
共軌土衛三與土衛十三土衛十四使用同一個軌道,並分別位在土衛三前後60度的拉格朗日點上(L4與L5)。


探測卡西尼號在2005年9月23日以1,500公里的距離飛越土衛三。雖然卡西尼號在延伸任務中仍然會繼續研究土衛三,不過並沒有計畫更接近的飛越探測。






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 樓主| 發表於 2012-3-13 10:41:43 | 顯示全部樓層
土衛四

                               
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土衛四是環繞土星運行的一顆衛星。它是1684年喬凡尼·多美尼科·卡西尼發現的。國際天文協會將它按照希臘神話中的泰坦狄俄涅定名為Dione國際音標/daɪˈɔʊni/,希臘語原文為Διώνη)。



土衛四是於1684年3月21日被喬凡尼·多美尼科·卡西尼發現的。一開始卡西尼將他發現的土衛三、土衛四、土衛五土衛八命名為「路易之星」(Sidera Lodoicea)來奉承法國國王路易十四,但是這個命名沒有被天文學家普遍接受。他們則將最早被發現的五顆土星衛星稱為土衛一至五。後來1789年土衛一土衛二被發現後這個號碼命名法被擴展到土衛七(今天的號碼命名法後來被調整過,因此與當時的不一樣)。



1847年約翰·弗里德里希·威廉·赫歇爾建議使用希臘神話中泰坦的名字來命名土星的衛星,因此土衛四獲得了狄俄涅這個名稱。(在希臘神話中克洛諾斯是泰坦之一,而希臘神話中的克洛諾斯相當於羅馬神話中的薩坦,按照國際天文協會土星是以薩坦命名的,因此土星的衛星是按照希臘神話中他的兄弟姐妹命名的。)




軌道土衛四環繞土星的距離是377,420千米,其環繞周期為65小時41分鐘。土衛四軌道的偏心率為0.0022,相對於土星的赤道它的軌道的傾角為0.02°。土衛十二與土衛四位於同一軌道上,土衛十二位於土衛四的拉格朗日點L4上,在土衛四前方60°的位置。

土衛四的平均直徑為1118千米。土衛四主要由冰組成,不過它是土星衛星中密度第三高的(1.5克/立方厘米,土衛二和土衛六居第一和第二位),因此它的內部必須含有相當多的矽酸鹽岩石。土衛四的反照率為0.55,與土衛三和土衛二相比它比較暗。土衛四的表面溫度為-187°。它的自轉周期與公轉周期一樣長,也是65小時41分鐘,因此它與地球的衛星一樣是同步自轉。它的自轉軸與公轉軸之間的交角為0.006°。


                               
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卡西尼號拍攝的土衛四的照片,顏色被加強來提高對比度





土衛四比土衛五小一些,但與土衛五非常類似。它們的組成、反光率和地形均很類似,兩顆衛星均具有非常不同的前面和反面(前面指的是在公轉中朝著飛行方向的一面,反面指的是在公轉中背著飛行方向的一面)。土衛四的正面有比較多的撞擊坑,而且比較亮,而它的反面則完全不同,這一面比較暗,明亮的、細小的條紋遮蓋了上面的撞擊坑。這說明這些條紋是比較新的。這些條紋估計是冰的懸崖。目前在土衛四上被發現的地質形態有:



卡西尼-惠更斯號2005年10月11日拍攝的月牙形的土衛四




冰懸崖

卡西尼-惠更斯號探測器2004年12月13日飛越土衛四之前這顆衛星上亮的線條狀的結構的來源不清楚,原因之一是唯一到那時為止唯一拍攝到這個結構的照片是從很遠的地方拍的。當時唯一可知的是這個結構的組成的反光率非常高,而且非常薄,因為透過它可以看到下面的結構。當時的推測是土衛四剛剛形成後地質活躍,冰火山改造了大部分表面。這些線條是沿著裂縫的爆發後冰雪重新落到土衛四表面形成的。後來這些地質活動停止後前面由於不斷受到隕星的撞擊這些線條被磨滅了。但卡西尼號最新的照片證明這個推測不正確。這些線條根本就不是堆積的冰雪,而是由地震作用造成的明亮的冰懸崖。土衛四的背面上顯示著巨大的破裂。2005年10月11日卡西尼號飛越土衛四時離土衛四隻有500千米並拍攝了這些懸崖的清晰照片,這些照片顯示這些懸崖有些達數百米高。
撞擊坑

                               
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土衛四上老撞擊坑的破裂狀態




土衛四表面有多種地形,其中包括含有很多撞擊坑的地形、含有中等撞擊坑數目的平原、含有少數撞擊坑的平原和地殼破裂的區域。含有很多撞擊坑的地區有許多大到直徑100千米的撞擊坑。平原地區的撞擊坑的直徑一般小於30千米。不過也有有很多撞擊坑的平原。大多數含有很多撞擊坑的地區位於土衛四的反面,而在它的前面也有含有少量撞擊坑的平原。這個現象與許多科學家預言的正好相反。尤金·舒梅克和其他人曾提出一個理論認為自傳與公轉同步的衛星的前面的撞擊坑數量應該比較多,反面比較少。這說明土衛四被撞擊時它的正面和反面正好反過來。由於土衛四比較小,在受到比較大的撞擊(撞擊坑大於35千米)時它會被轉動。由於土衛四表面有許多大於35千米的撞擊坑,因此它在早期撞擊率比較高時可能不斷被轉動。今天遺留下來的撞擊坑和比較亮的正面說明它現在的正面已經有數十億年是正面了。

                                                                                 

                               
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土衛四的撞擊坑與木衛四的類似,而不像月球水星上的撞擊坑,它的邊緣不那麼明顯。這可能是因為隨著時間比較弱的冰衰落了。不過土衛四上的撞擊坑中有些還有中央山,而不像木衛四那樣完全沒有中央山了,這說明土衛四上的冰不像木衛四那樣脆弱。
觀測土衛四的視星等為10.4等,從地球上看出去是土星最亮的衛星,不過要觀察土衛四需要一台物鏡大於10厘米的望遠鏡。


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 樓主| 發表於 2012-3-13 10:48:18 | 顯示全部樓層
土衛五

土衛五Rhea)是環繞土星運行的第二大衛星,並為太陽系中第九大的衛星。它是由法國天文學家喬凡尼·多美尼科·卡西尼1672年所發現的



                               
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卡西尼號攝得的照片顯示土衛五的2個撞擊平原



名稱
土衛五的英語名字利亞(Rhea)乃源自希臘神話中十二泰坦巨神之一瑞亞(眾神之母,希臘語:Ρέα‎)。


卡西尼稱呼了他所發現的4顆土星衛星(土衛三土衛四、土衛五、土衛八)為路易之星(Sidera Lodoicea)來紀念路易十四世。而天文學家則根據習慣將它們稱乎為土衛一至土衛五。在土衛一土衛二於1789年被發現後,編號延伸到土衛七。

天文學家約翰·弗里德里希·威廉·赫歇爾威廉·赫歇爾的兒子,也是土衛一與土衛二的發現人)後來在《好望角觀測結果》(Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope)中建議這7顆衛星應該以泰坦神族來命名,後來這項建議被正式採用[6]



物理特徵土衛五由所構成,密度約為1.233 g/cm³。這樣低的密度顯示它是由25%的岩石(密度3.250 g/cm³)與75%的水冰(密度1.000 g/cm³)所組成的。雖然土衛五是太陽系第9大衛星,不過它的質量只能排在第10位[7]。早期天文學家估計它擁有岩石的核心[8]。然而卡西尼號近距離探測的結果顯示它的軸轉動慣量係數為 0.4 kg·m²[9][10],這樣的數據表明土衛五的內部幾乎都是一樣的物質,因為岩質核心的存在會使質量慣性矩落在3.4左右[8]。土衛五的三維模型也跟流體靜力平衡天體一致[11]。土衛五的特徵有些類似土衛四,這顯示它們可能有類似組成與歷史。土衛五受到日照地區的溫度為凱式99度(攝氏−174度),而陰影地區的溫度則介於攝氏−200度與攝氏−220度之間。土衛五的表面有明顯的坑洞與明亮的細微特徵。


它的表面根據坑洞密度可以被分成2個不同的地理區域,第一個地區包括直徑在40公里以上的坑洞,而第二個地區則相反,並位在極區赤道地區。這也顯示在土衛五形成的過程中曾經發生大規模的重組事件。主要的半球受到嚴重的撞擊,並且非常明亮。就像木衛四上的坑洞一樣,土衛五的坑洞缺乏在月球水星上可以觀測到的明顯特徵。在另一個半球上可以見到明亮的網路出現在黑色的地表上,少數坑洞也可以被辨識出來。這些明亮的區域曾被認為是在土衛五早期從冰火山所噴發出來的物質。不過最近對於土衛四的觀測顯示,散布地表的明亮條紋其實是冰構成的懸崖,於是天文學家推測土衛五上的條紋也是由冰組成的懸崖。卡西尼號在2006年1月17日近距離飛越土衛五,並拍設一系列高解析度的照片。雖然科學分析仍然在進行中,不過這些照片顯示土衛五表面的條紋類似土衛四的條紋結構,其實是冰懸崖。
大氣美國國家航空暨太空總署於2010年11月27日宣布一項重要發現:土衛五上稀薄的散逸層的主要成分為氧氣二氧化碳,兩者的比例約為5比2。這一散逸層的表面密度為每立方厘米約有106個分子。這是首次在地球以外的星球上發現存在以氧氣為主的大氣,儘管與地球相比非常之稀薄。該發現暗示,在整個太陽系中,甚至整個宇宙中,涉及氧原子的複雜化合物很可能是普遍存在的。[12]


美國國家航空暨太空總署在2008年3月6日宣布土衛五可能擁有一個稀薄的環帶,這也是人類首次在衛星發現環帶系統。這個環帶系統的存在是因為卡西尼號發現土星的磁場在土衛五附近有高能量的電子流所推論出來的[13][14][15]。塵土與碎石延伸至土衛五的希爾球區域,不過在靠近土衛五的附近更加稠密,顯示土衛五可能擁有3條密度較高的細環帶。


探測卡西尼號在近距離內拍攝一些土衛五的照片,其中最接近的一張是在2005年11月26日所攝的,距離僅500公里。另外一次近距離飛越則是在2007年8月30日,距離為5,750公里。而在卡西尼延伸任務中則計畫在2010年3月2日從100公里的距離掠過土衛五。




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 樓主| 發表於 2012-3-13 10:53:58 | 顯示全部樓層
土衛七

1848年美國天文學家邦德(G. Bond)和英國的拉塞爾(W. Lassell)各自獨立發現土衛七,距土星1482000公里,像大星體的碎片,表面有如海綿,是目前所發現太陽系中最大的一顆非球形天體,也是太陽系中已知星體中唯一一個自轉會混沌的星體,每21.3天繞土星旋轉一周。





                               
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 樓主| 發表於 2012-3-13 11:00:14 | 顯示全部樓層
土衛八 路易之星

土衛八伊阿珀托斯,Iapetus或Japetus[5]希臘語:Ιαπετός)是土星的第3大衛星,同時也是太陽系中的第11大衛星,[6]喬凡尼·多美尼科·卡西尼1671年發現。土衛八以其兩半球面巨大的顏色差異而著稱,而卡西尼號最近的發現則揭示了該衛星其他多處不尋常的特徵,如其擁有一個環繞球體半圈的赤道脊




土衛八





發現
1671年10月,喬凡尼·多美尼科·卡西尼在土星的西側發現了土衛八。1672年初卡西尼又試圖從土星東側觀測這顆衛星,但是沒有成功。其後這種情況又再次出現:卡西尼分別於1672年12月和1673年2月又觀測到了土衛八——均是隔了兩周之後於土星西側觀測到的;但是在這兩周的間隔中間期內,他卻仍然無法在土星的東側觀測到這顆衛星。最終於1705年,卡西尼使用改進後的望遠鏡在土星東側觀測到了土衛八,發現此時這顆衛星的視星等降低了兩等。[7][8]

卡西尼對此做出了正確的推斷:即土衛八擁有一個較亮的半球面和一個較暗的半球面,同時這顆衛星處於潮汐鎖定狀態,總是保持著同一面面向土星,所以從地球上觀測,在土星西側觀測到的總是土衛八較亮的一面,而在另一側觀測到的總是較暗的一面。後來土衛八的較暗半球即被命名為「卡西尼區」。




命名土衛八(伊阿珀托斯)以希臘神話中的泰坦巨人伊阿珀托斯命名。土衛八連同其他三顆土星衛星(分別為:土衛三、土衛四和土衛五)被其發現者卡西尼命名為「路易之星」(Sidera Lodoicea),以紀念當時的法國國王路易十四。不過天文學家仍然遵循習慣將其命名為土衛五;1789年又發現了土衛一土衛二,土星衛星家族隨之擴大,伊阿珀托斯也易名為土衛七,在1848年海伯利安被發現之後又改名為土衛八。而土衛八的另外一個仍見使用的名稱Japetus則是由約翰·赫歇爾於其1847年出版的《在好望角天文觀測的結果》中提出。[5]在該書中,赫歇爾提議土星的衛星均以泰坦巨人、克洛諾斯的兄弟姐妹的名字命名,因為克洛諾斯即相當於羅馬神話中的農神薩圖爾努斯——土星即以他的名字命名。其形容詞格為Iapetian或Japetian。土衛八上的地質特徵均以法國史詩羅蘭之歌》中的人物和地點命名(如查理曼隕石坑和土衛八的明亮地區——隆塞斯瓦列斯區)。唯一的例外是該衛星的陰暗區域——卡西尼區,是以該地區的發現者喬凡尼·卡西尼之名命名的。



卡西尼號拍攝的土衛八的照片鑲嵌圖,顯示了位於逆軌道方向球面的明面以及鄰接於其右側的部分暗面。




物理特性土衛八的密度較低,這表明其可能是由冰和少量(約20%)的岩石成分構成。[9]不同於大部分的衛星,土衛八的整體外形並非球形或橢球形,它的赤道部分凸出,而兩極地區凹陷;[10]同時其赤道地區獨特的山脊高度驚人,甚至在遠處觀測都能發現這種地形改變了這顆衛星的形狀。這些特徵使得土衛八看起來更像核桃形的。土衛八曾經遭受過猛烈的隕石轟擊,卡西尼號在其暗面發現了數個大規模的隕石坑,其中至少有5個直徑超過了350公里。土衛八最大的隕石坑是特吉斯隕石坑(Turgis),直徑達580公里,[11]它的坑緣十分陡峭,其中的部分山崖高達15公里。[12]

明暗區17世紀時,卡西尼發現他只能在土星的西側觀測到土衛八,而從來無法在東側觀測到這顆衛星。他準確的推斷出土衛八是圍繞土星公轉的同步自轉衛星,同時它的一面要比另一面暗得多。後來這個推斷被更大型的望遠鏡所證實。




土衛八兩個半球亮度的差別是巨大的。其同軌道方向的一面較暗(反照率為0.3-0.5),略帶紅棕色;另一面的大部分則較為明亮(反照率為0.5-0.6,接近土衛二)。所以逆軌道方向一面的星等達到了10.2等;而同軌道方向一面的星等大約為11.9等——超出了17世紀最好的望遠鏡的可辨別範圍。土衛八的這種明暗表面類似於道教中的太極圖以及網球的表面。其暗面被命名為卡西尼區,明面被命名為隆塞斯瓦列斯區。構成暗面的最初表面物質被認為可能來自於土衛八之外,而如今其表面物質則是由較溫暖地區冰升華之後殘留的粗屑構成,其中包含著類似於在原始隕石彗星表面所發現的有機物。從地球上進行的觀測表明土衛八上含有較豐富的元素,其間可能存在如氰化氫聚合物之類的氰基化合物



2007年9月10日卡西尼號從距離1640公里處飛掠過土衛八,發現該衛星的明暗兩面都遭受了猛烈的轟擊。它還發現構成卡西尼區和隆塞斯瓦列斯區之間過渡區域的分散的明暗色塊面積很小,甚至小於卡西尼號所拍照片的最高的30米解析度。土衛八上的低洼地形都為暗色物質所填充,隕石坑的隆起坑坡上則覆蓋著亮色物質。[13]從卡西尼號的雷達成像圖和很小的流星即能在覆蓋層之下的冰層中形成撞擊坑的狀況推斷,這層覆蓋物質很薄,在某些地區只有數十厘米厚。[14] [15]




美國航空太空局的科學家們相信暗色物質是土衛八表面冰體升華之後殘留下來的粗屑,[15]並由於暴露在陽光中而進一步變黑。土衛八的自轉周期長達79個地球日(等同於其公轉周期,是土星衛星系統中自轉周期最長的),因此它可能擁有土星衛星系統中最高的向日面溫度和最低的背日面溫度;在陰暗的卡西尼區的近赤道地區,暗色物質的吸熱作用將會造成其日間溫度達到128開爾文度,而明亮的隆塞斯瓦列斯區的平均溫度則為113開爾文度。[16]溫度的差別意味著卡西尼區的冰體更容易升華,並最終在隆塞斯瓦列斯區重新凝結,特別是在溫度最低的極地地區。從地質時間尺度上考慮,這種作用將會進一步使卡西尼區變暗,使隆塞斯瓦列斯區和極地地區更亮。卡西尼區暴露的冰體的逐漸損耗推動了一個熱量正反饋過程的形成,最終導致明暗面反照率的更大反差。據估計,在當前的溫度條件以及不考慮冰體從暗面轉移至明面的情況下,卡西尼區在1000萬年內將會有20米厚的冰層升華殆盡,而隆塞斯瓦列斯區在同一時間內則只損失了10米的冰層。[16]這種模式解釋了土衛八上明暗區域的分布、缺乏灰色區域和卡西尼區覆蓋的暗色物質較薄的情況。





但是啟動這一熱反饋模式的前提是之前土衛八表面必須存在明暗的差別。人們推測最初的暗色物質可能是流星轟擊在逆行軌道上運行的外層小衛星所揚起的、並被土衛八的同軌道方向一面吸附的碎屑。這個模式的核心理論建立已有30多年,而在卡西尼號9月的飛掠之後尤為人所重視。
隨著軌道的衰變,由於微流星體的轟擊或隕石撞擊而脫離衛星表面形成的細小碎屑螺旋進入內層軌道。這期間,由於暴露於陽光之下,這些碎屑開始變暗。當這些碎屑通過土衛八的軌道時,就有可能被土衛八的同軌道方向一面吸附。這層覆蓋於土衛八表明的吸附物便造成了反照率的改變,繼而造成溫度的改變,而溫度的差別又隨著也已啟動的熱反饋過程而加劇。這些碎屑的最大供體是土衛九,它是最大的外層衛星。儘管土衛九的物質構成更接近於土衛八的明面而非暗面,[17]但是來自土衛九的碎屑也只是用來製造最初階段的反照率差別,並且這些碎屑很可能已經被其後的升華殘留物所掩蓋。

整體外形土衛八的三軸長度為747.1×749×712.6公里,平均半徑為736±2公里。[2]但是由於土衛八的整體表面還未經過高解析度成像,所以即使在公里級別上以上數據仍然存在誤差。而所觀測到的土衛八的扁率數據所對應的自轉周期應該為10小時,而非其實際自轉周期79天。可能的解釋是在土衛八形成的初期,其就形成了一個厚實的外殼,從而將整個星體形狀固定住了。之後由於引力潮汐作用,土衛八的自轉周期逐漸加長,直至最終形成潮汐鎖定狀態。[10]


赤道脊

土衛八的另一個神秘之處是其位於卡西尼區中心的赤道脊,長度約1300公里,寬度為20公里,高度達13公里。人們在卡西尼號於2004年12月31日拍攝的照片中發現了這一地形。該赤道脊的一部分甚至高出周圍平原地形達20公里。赤道脊由多種複雜地形構成,包括獨立的山峰、長度超過200公里的懸崖和由三段距離很近的平行山脊構成的地形單元。[18]在明亮的隆塞斯瓦列斯區則不存在赤道脊,取而代之的則是赤道地區一系列高度達10公里的獨立山峰。[19]赤道脊地形遭受過猛烈的轟擊,這證明其地質年代已經十分久遠。這種近赤道的突出地形使得土衛八的外形呈核桃狀。




位於土衛八暗面的赤道脊中高達10公里的山峰的特寫






赤道脊的特寫鏡頭




至今仍不清楚這種地形是如何形成的。難以解釋的問題之一即是為何赤道脊如此精確的分布於赤道一帶。至今已存在三種假說,但是沒有一種能夠解釋為何赤道脊只存在於卡西尼區。


  • 參與到卡西尼計劃的一個科學家團隊主張赤道脊是形成初期的土衛八的扁圓形狀星體的殘留部分,當時它的自轉速度比現今快得多。[20]赤道脊的高度表明其曾經最短的自轉周期可能達到17小時。如果土衛八必須冷卻得足夠快以使赤道脊得以保留,而同時又能夠在足夠長的時間裡保持其可塑性——這段時間將足夠土星的潮汐作用減緩土衛八的自轉速度並最終使其自轉周期達到79個地球日——的情況要成為現實,那麼土衛八則需要鋁-26的同位素衰變作用對其進行加熱。早期的太陽系星雲中這種同位素,但是估計已經在太陽系形成的初期就消耗殆盡了。要具備加熱土衛八所需的鋁-26同位素的數量,則土衛八的形成時間必須比預計的還要早——即在小行星開始形成200萬年之後。
  • 赤道脊也可能是由從地層下湧出的冰體重新凝結形成的。
  • 也有人認為在形成初期,土衛八上的赫爾空間(Hill Sphere)區域即已經形成了一個環狀系統,後來由於環狀系統的部分崩塌而形成了如今的赤道脊。[21]但是,質地看起來十分堅固的赤道脊似乎並不會是由這種崩塌效應造成的。另外,最近的觀測圖像顯示了一種貫穿赤道脊的斷裂構造,這種現象似乎與崩塌環假說[15]相矛盾。

溫度暗面赤道地區的表面溫度達到了130開爾文度,這種高溫部分是由土衛八的長自轉周期造成的。明面吸收的陽光較少,所以溫度只達到了100開爾文度。[22]



軌道

土衛八的軌道有些微異常。雖然它是土星的第三大衛星,但是它離距土星第二遠的大衛星——土衛六十分遙遠。同時在規則衛星中它的軌道傾角最大;只有外層的不規則衛星,如土衛九擁有更大的軌道傾角。造成這種現象的原因未知。由於距離遙遠,且軌道傾角大,所以土衛八是唯一一顆可以清楚看到土星環的大衛星;而其他內側大衛星則正對著土星環的邊緣,因此很難觀測到這一構造。從土衛八上觀測,土星的視角達到了1°56'(是地球上觀測到的月球視角的4倍)。[23]

探測卡西尼號曾多次從中距離對土衛八進行觀測並拍照。但是由於其軌道的緣故,很難進行近距離觀測。2007年9月10日,卡西尼號曾在距其1227公里之外進行了一次近距離飛掠。目前還沒有其他任何探測計劃。


土衛八的軌道(紅色標記)與其他土星大衛星軌道的比較(端視圖)





土衛八的軌道(紅色標記)與其他土星大衛星軌道的比較(側視圖),該圖顯示了土衛八不同尋常的高軌道傾角。





電腦所模擬的當土衛八處於其高傾角軌道的「最低點」時,從該衛星上所觀測到的土星景象,土星的環清晰可見(而從其他土星大衛星上只能觀測到土星環的環沿)。











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發表於 2012-3-14 00:40:25 | 顯示全部樓層
嘩嘩大師兄發貼好用心 快呢邀請多呢老友入黎觀賞您既好杰作

師妹真系俾個服字俾您
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 樓主| 發表於 2012-3-14 09:32:09 | 顯示全部樓層
婷婷 發表於 2012-3-14 00:40
嘩嘩大師兄發貼好用心 快呢邀請多呢老友入黎觀賞您既好杰作

師妹真系俾個服字俾您  ...

這個系列文章太長,志在分享,若不是對天文學有興趣/研究的人,可能無甘好心機汰曬佢
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發表於 2012-3-14 20:59:01 | 顯示全部樓層
多謝分享
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發表於 2012-3-15 15:33:34 | 顯示全部樓層
MRYEE 發表於 2012-3-14 09:32
這個系列文章太長,志在分享,若不是對天文學有興趣/研究的人,可能無甘好心機汰曬佢 ...

big師兄..您貼這文章其實要多長時間呀??師妹好想知.......服左您...
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 樓主| 發表於 2012-3-15 15:35:33 | 顯示全部樓層
婷婷 發表於 2012-3-15 15:33
big師兄..您貼這文章其實要多長時間呀??師妹好想知.......服左您...   ...


前前後後 加起來 一 個 半 鐘左右
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發表於 2012-3-15 16:21:18 | 顯示全部樓層
本帖最後由 婷婷 於 2012-3-15 16:29 編輯
MRYEE 發表於 2012-3-15 15:35
前前後後 加起來 一 個 半 鐘左右


如果俾師妹5個鐘頭都唔得.......因為呢link太多.....又要一條一條咁對住填上去......上次師妹都post類似您d种貼.....整左2個鐘頭又亂左碼.....最后放棄左.........
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發表於 2012-3-15 16:23:51 | 顯示全部樓層

師兄.....打多兩個字啦.....d個貼唔系個個識貼既(最算識都要用好多時間同精神)
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