太陽系巡禮之《衛星》篇 （5）- 天王星、海王星、冥王星篇

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天王星的衛星

天王星最著名的6顆衛星與天王星的大小比較，從左到右為：天衛十五、天衛五、天衛一、天衛二、天衛三、天衛四。

天王星擁有27顆已知的天然衛星，[1]均以威廉·莎士比亞和亞歷山大·蒲柏作品中的人物命名。[2]威廉·赫歇爾於1787年發現了首兩顆：天衛三和天衛四，餘下的近球體衛星由威廉·拉塞爾（天衛一和天衛二於1851年）和傑拉德·柯伊伯（天衛五於1948年）發現。其他衛星則在1985年之後由旅行者二號或使用先進的地面太空望遠鏡發現。[1][3]



天王星的衛星被分作三群：13顆內圈衛星、5顆主群衛星和9顆不規則衛星。內圈衛星為暗黑色的小天體，並和天王星環有著相同的屬性和來源。5顆主群衛星的質量足夠大，能使自身坍縮成近球體；其中4顆顯示出內部的活動的痕跡，如形成峽谷和火山噴發。[3]天衛三是當中最大的，其直徑有1578公里，為太陽系第8大衛星，質量比地球的衛星月球小20倍。天王星不規則衛星的軌道離心率和軌道傾角都很高（大部分為逆行），並且距離天王星很遠。[1]



發現

威廉·赫歇爾爵士發現天王星的6年之後，在1787年1月11日發現了天衛三和天衛四，為首次發現天王星衛星。其後，赫歇爾聲稱發現了6顆衛星（見下）和一個環。將近50年，也只有赫歇爾自己的觀測工具能看到這些衛星。[4]1840年代，工具的進步和天王星在天空中較佳的位置使人們偶然觀測到天衛三和天衛四以外的衛星。天衛一和天衛二被威廉·拉索爾在1851年發現。[5]天王星衛星的羅馬數字編號有一段時間都不很穩定，人們爭論究竟使用赫歇爾（天衛三和天衛四為II和IV）還是威廉·拉索爾的編號方式（天衛三和天衛四為I和II）。[6]直到天衛一和天衛二被肯定，拉索爾將4顆已知衛星依離天王星的距離從裏到外編號，問題這才解決。[7]1852年，威廉·赫歇爾之子約翰·赫歇爾為這4顆衛星命名。[8]


將近一個世紀之後才有新的發現。1948年，傑拉德·柯伊伯發現了5顆近球體大衛星的最小一顆——天衛五。[8]幾十年後，旅行者二號太空探索器於1986年1月掠過天王星，並且發現了10顆內圈衛星。[3]研究人員於2001年翻看旅行者號所拍攝的照片時，又發現了一顆新衛星——天衛二十五。[9] 1997年之前，天王星仍是唯一一顆未發現不規則衛星的類木行星。1997年之後，地面的天文望遠鏡發現了9顆不規則衛星。[1]2003年，哈伯太空望遠鏡又發現了兩顆內圈小衛星天衛二十六和天衛二十七。[10]截至2008年，天衛二十三是最後一顆發現的天王星衛星，發現於2003年10月公佈。[11]
虛假的衛星


1787年1月11日赫歇爾發現天衛三和天衛四之後，他又聲稱自己觀測到了其餘4顆衛星，分別於1787年1月18日、1790年2月9日、1790年2月28日及1794年3月26日。之後的幾十年，人們都相信天王星系擁有6顆衛星，儘管另外4顆衛星從未被其他天文學家確認。威廉·拉索爾於1851年發現的天衛一和天衛二未能證實赫歇爾先前的理論，因爲這兩顆衛星並不符合4顆假設衛星中任一顆的軌道特性。結論是，赫歇爾的那4顆衛星均不存在，當年的發現很可能只是遠處的恆星。發現天衛一和天衛二的功勞也歸於拉索爾。[12]4顆虛假衛星的理論公轉周期分別為5.89日（天衛三以內）、10.96日（天衛三和天衛四之間）、38.08日及107.69日（天衛四以外）。[13]

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命名



首4顆衛星要到1852年才獲得名稱。其命名工作由天王星發現者之子約翰·赫歇爾進行。他並沒有以羅馬神話人物命名，卻以英國文學中的神靈命名：威廉·莎士比亞的《仲夏夜之夢》中的仙王仙后奧布朗和提泰妮婭，和亞歷山大·蒲柏的《秀髮劫》中的女精靈艾瑞爾（同名人物：莎士比亞的《暴風雨》中的精靈）和安比利爾。這可能是由於他認爲，代表天王的天王星應由天上的神靈守護。[14]



隨後為衛星的命名並不使用之前圍繞神靈的主題（天衛十五和天衛二十六除外），但仍取自莎士比亞的作品。1949年發現的天衛五由其發現者傑拉德·柯伊伯命名，人物取自莎士比亞的《暴風雨》中的米蘭達。今天國際天文聯會負責命名，取材於《秀髮劫》（只有天衛一、天衛二和天衛十四）和任何莎士比亞的戲劇。起初外圈的衛星全部取名自《暴風雨》，直到天衛二十三以《無事生非》中的瑪格利特命名，才結束了這個趨勢。[8]



部分小行星和天王星衛星有相同的名稱：小行星171（Ophelia）、小行星218（Bianca）、小行星593（Titania）、小行星666（Desdemona）、小行星763（Cupido）和小行星2758（Cordelia）。




特性與衛星群

天王星系是類木行星之中質量最小的一個，其總質量也不足海衛一（太陽系第7大衛星）的一半。[note 1]其最大成員天衛三的半徑為788.9公里，[16]不如月球的一半，但稍長於土星第二大衛星土衛五。因此天衛三成爲太陽系第8大衛星。天王星質量約為其衛星總質量的10,000倍。[note 2]

天王星衛星的相對質量。除5大衛星以外的其它衛星質量總共只達0.1%，在此圖幾乎不可見。

內圈衛星

截至2008年，天王星擁有13顆內圈衛星，[10]軌道均位於天衛五以內。它們與天王星環有著緊密的關係，可能因爲環系統是由一顆或多顆小內圈衛星分裂而成。[17]最靠近天王星的天衛六和天衛七為ε環的牧羊人衛星，而天衛二十六則形成μ環。[10]天衛十五的軌道位於天衛二十五和天衛二十六之間，是內圈衛星和大衛星之間的過渡衛星。所有內圈衛星顔色都呈暗黑色，反照率不超過百分之十。[18]其成分為水冰混合一種黑色物質，可能是經輻射處理的有機物。[19]小型內圈衛星經常互相攝動，並明顯很不穩定。模擬顯示，這些衛星的攝動會導致穿越其他衛星軌道，以致相撞。[10]天衛十在未來的1億年可能與天衛九和天衛十一相撞。[20]


主群衛星

天王星有5顆主群衛星：天衛一、天衛二、天衛三、天衛四和天衛五。它們的直徑為472公里至1578公里不等。[16]所有大衛星都相對較黑：其反照率介乎百分之30至50，而其邦德反照率介乎百分之10至23。[18]其質量介乎6.7 × 1019公斤至3.5 × 1021公斤，比較下，月球的質量為7.5 × 1022公斤。[16]天王星主群衛星相信是形成於吸積盤中，而此吸積盤存在於天王星形成後不久，可能是由於早期天王星受到的強力撞擊而成。[21][22]




主群衛星都幾乎以相同分量的岩石和冰組成，除天衛五外，它主要由冰組成。[23]而這些冰物質可能混合氨和二氧化碳。[24]它們表面佈滿了隕石坑，並都以地表特徵（如峽谷）的形式表現出內部的活動（除天衛二）。以天衛五為例，它有著殘破有如補丁的地形。[3]天衛一有著最年輕的地表和最少的隕石坑，而天衛二則顯得最「老」。[3]天衛五與天衛二之間的3:1軌道共振和天衛一與天衛三之間的4:1軌道共振相信是天衛五和天衛一上強烈地質運動的成因。[25][26]其中一個對這種軌道共振的解釋是，天衛五距離天王星如此的近，但有著異常高的軌道傾角（4.34°）。[27][28]主群衛星內部結構可能並不相同，但都有岩石核心和冰幔。[23]天衛三和天衛四的的核與幔的交界處可能存在著液態水海洋。[23]主群衛星均不擁有大氣層，如天衛三表面氣體壓力不超過10至20納巴。[29]




天王星及其主群衛星夏至時太陽在天空的運行路徑和其他太陽系行星上的不同。它們和天王星幾乎有著相同的自轉軸傾角，換句話說它們的自轉軸互相平行。[30]太陽看上去會圍著天球的極點繞圈。最接近時，太陽距離天極約7度。[31]如站在中等緯度地區，太陽會以約15度直徑大的圓圈繞圈運行，而且不會下山。






不規則衛星

截至2005年，天王星擁有9顆不規則衛星，其軌道半徑均大大長於天衛四。相信所有不規則衛星都是天王星形成之後不久捕獲的天體。[1]右圖顯示已知不規則衛星的軌道數據。橫軸之上的為順行衛星，之下的為逆行衛星。天王星的希爾球半徑約為7300萬公里。[1]
天王星不規則衛星的直徑介乎18公里（天衛二十一）至150公里（天衛十七）。[1]與木星的木星的衛星#不規則衛星不同，天王星不規則衛星的自轉軸和軌道傾角並沒有關係。逆行衛星可根據自轉軸或軌道離心率分爲兩群。較接近天王星的一群（a < 0.15 rH）離心率中等（約0.2），包括：天衛二十二、天衛十六、天衛二十、天衛二十一。[1]較遠的一群（a > 0.15 rH）離心率較高（約0.5），包括：天衛十七、天衛二十三、天衛十八、天衛十九、天衛二十四。[1]

天王星的不規則衛星。橫軸數字單位為億米（百萬公里），表示希爾球半徑。軌道離心率由黃色線段表示，左端為近心點，右端為遠心點，軌道傾角為縱軸。

軌道傾角60°至140°之間沒有任何衛星，這是古在機制造成的。[1]在這個不穩定區域裏，衛星到達遠心點時會受太陽攝動而形成離心率很大的軌道，以致與其它衛星相撞或者被拋出天王星系。這個區域內如果存在衛星，它會存在1千萬至10億年。[1]
天衛二十三是唯一一顆順行的不規則衛星，並且擁有離心率最高的軌道（然而海衛二的平均離心率更高）。2008年其離心率為0.7979。[32]

天王星環衛系統圖表

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列表

順序	編號	名稱	直徑（公里）[note 5]	質量	半長軸	公轉周期	軌道傾角	軌道離心率	發現年份	發現者
[note 3]	[note 4]			（×1018公斤）[note  6]	（公里）[33]	（日）[33][note  7]	（°）[33]	[34]	[2]	[2]
1	天衛六	Cordelia	40.2 ± 6	0.044	49,751	0.335034	0.08479°	0.00026	1986	理察·特瑞爾
										（旅行者二號）
2	天衛七	Ophelia	42.8 ± 8	0.053	53,764	0.3764	0.1036°	0.00992	1986	理察·特瑞爾
										（旅行者二號）
3	天衛八	Bianca	51.4 ± 4	0.092	59,165	0.434579	0.193°	0.00092	1986	布拉德福德·史密斯
										（旅行者二號）
4	天衛九	Cressida	79.6 ± 4	0.34	61,766	0.46357	0.006°	0.00036	1986	史蒂芬·辛諾特
										（旅行者二號）
5	天衛十	Desdemona	64.0 ± 8	0.18	62,658	0.47365	0.11125°	0.00013	1986	史蒂芬·辛諾特
										（旅行者二號）
6	天衛十一	Juliet	93.6 ± 8	0.56	64,360	0.493065	0.065°	0.00066	1986	史蒂芬·辛諾特
										（旅行者二號）
7	天衛十二	Portia	135.2 ± 8	1.7	66,097	0.513196	0.059°	0.00005	1986	史蒂芬·辛諾特
										（旅行者二號）
8	天衛十三	Rosalind	72 ± 12	0.25	69,927	0.55846	0.279°	0.00011	1986	史蒂芬·辛諾特
										（旅行者二號）
9	天衛二十七	Cupid	~18	0.0038	74,800	0.618	0.1°	0.0013	2003	馬克爾·修瓦特和傑克·利斯奧爾
10	天衛十四	Belinda	90 ± 16	0.49	75,255	0.623527	0.031°	0.00007	1986	史蒂芬·辛諾特
										（旅行者二號）
11	天衛二十五	Perdita	30 ± 6	0.018	76,420	0.638	0.0°	0.0012	1986	埃里克·卡爾克斯卡
										（旅行者二號）
12	天衛十五	Puck	162 ± 4	2.9	86,004	0.761833	0.3192°	0.00012	1985	史蒂芬·辛諾特
										（旅行者二號）
13	天衛二十六	Mab	~25	0.01	97,734	0.923	0.1335°	0.0025	2003	馬克爾·修瓦特和傑克·利斯奧爾
14	天衛五	Miranda	471.6 ± 1.4	66 ± 7	129,390	1.413479	4.232°	0.0013	1948	傑拉德·柯伊伯
15	天衛一	Ariel	1,157.8 ± 1.2	1,350 ± 120	191,020	2.520379	0.260°	0.0012	1851	威廉·拉索爾
16	天衛二	Umbriel	1,169.4 ± 5.6	1,170 ± 130	266,300	4.144177	0.205°	0.?	1851	威廉·拉索爾
17	天衛三	Titania	1,577.8 ± 3.6	3,530 ± 90	435,910	8.705872	0.340°	0.0011	1787	威廉·赫歇爾
18	天衛四	Oberon	1,522.8 ± 5.2	3010 ± 70	583,520	13.46324	0.058°	0.0014	1787	威廉·赫歇爾
19	天衛二十二	Francisco	~22	0.0072	4,276,000	−266.56	147.459°	0.1459	2003[note 8]	馬修·霍爾曼等人
20	天衛十六	Caliban	~72	0.25	7,231,000	−579.73	139.885°	0.1587	1997	布萊特·格萊德曼等人
21	天衛二十	Stephano	~32	0.022	8,004,000	−677.37	141.873°	0.2292	1999	布萊特·格萊德曼等人
22	天衛二十一	Trinculo	~18	0.0039	8,504,000	−749.24	166.252°	0.22	2001	馬修·霍爾曼等人
23	天衛十七	Sycorax	~150	2.3	12,179,000	−1288.28	152.456°	0.5224	1997	菲力浦·尼可森等人
24	天衛二十三	Margaret	~20	0.0054	14,345,000	1687.01	51.455°	0.6608	2003	斯高特·謝柏德和大衛·朱維特
25	天衛十八	Prospero	~50	0.085	16,256,000	−1978.29	146.017°	0.4448	1999	馬修·霍爾曼等人
26	天衛十九	Setebos	~48	0.075	17,418,000	−2225.21	145.883°	0.5914	1999	約翰·卡維拉斯等人
27	天衛二十四	Ferdinand	~20	0.0054	20,901,000	−2805.51	167.346°	0.3682	2003[note 8]	馬修·霍爾曼等人

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海王星的衛星

海王星（上）和海衛一（下），旅行者二號掠過的第3天。

海王星擁有13顆已知天然衛星。其中最大的一顆為海衛一，由威廉·拉索爾在發現海王星後17天發現。一個世紀之後，第二顆衛星海衛二才被發現。




海衛一的質量足夠大，使其能坍縮成近球體形狀。因此若它是直接環繞太陽公轉，則會被歸為矮行星。海衛一的軌道很特別：雖然呈正圓，但卻逆行，軌道傾角也很高。在其軌道以內有6顆「不規則衛星」，軌道均為順行，軌道傾角不高。其中有些運行於海王星環間。

海王星衛星的相對質量

海王星還有6顆外圈「不規則衛星」，它們距離海王星更遠，而且軌道傾角很高，包括順行和逆行的衛星。於2002年和2003年發現的海衛十和海衛十三擁有太陽系中最長的軌道。它們公轉需25年，軌道半徑平均為地球和月球之間的125倍。海王星距離太陽很遠，擁有行星中最大的希爾球，因而有能力控制如此遙遠的衛星。



海王星的衛星以希臘及羅馬神話中的海洋人物命名，許多為涅瑞伊得斯，這是爲了配合海王星（尼普頓）作爲海洋之神的身份。



發現



威廉·拉索爾於1846年發現海王星，17天之後便發現海衛一。傑拉德·柯伊伯於1949年發現海衛二。海衛七首次在1981年由Harold J. Reitsema、William B. Hubbard、Larry A. Lebofsky和David J. Thole發現。旅行者二號於1989年掠過海王星的時候發現了5顆新的內圈衛星，使衛星數目增至8顆。2002年和2003年地面太空望遠鏡對天觀察發現了5顆外圈衛星，總數增至13顆。
命名


一些小行星和海王星的衛星擁有相同的名稱：小行星74（Galatea）、小行星1162（Larissa）。海衛一直到20世紀30年代才有廣泛應用的命名，而此命名早就使用於1880年佛林馬利安的《大衆天文學》中。[1] although it was not officially adopted until many decades later.[2]此前，海衛一（1949年之前仍是海王星唯一一顆衛星）只被稱作「海王星的衛星」。


特性

海衛一

海衛一上看海王星的模擬圖。

不規則衛星


右圖顯示海王星已發現的不規則衛星的軌道。軌道離心率由黃色線段表示，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（海王星約為116億米）。
由於軌道相似，因此海衛十和海衛十三可能是一顆更大的衛星分裂之後的產物。[3]

最大的衛星海衛一因爲有近圓形但逆行的軌道，而被認爲是一顆捕獲的衛星，但在此表並未顯示。海衛二有著離心率極大但順行的軌道，相信是在捕獲海衛一時被拋開造成的。[4]

海王星的不規則衛星

形成

海王星系是太陽系中所有衛星系中最不均勻的一個。單單是海衛一就幾乎佔了全部的總質量，其餘各衛星加起來也不到總數的百分之一（見圖）。這可能是因爲海衛一的捕獲擾亂並破壞了之前的海王星系。


很可能海王星的內圈衛星並不是和海王星一起形成的，而是捕獲海衛一破壞了原先系統之後的碎片。剛開始海衛一的軌道離心率很高，並會對當時的內圈衛星造成嚴重的干擾，並使它們相撞，形成碎石盤。後來海衛一的軌道逐漸趨近正圓，某些碎石才從新積聚形成今天的衛星。[5]
捕獲海衛一的原理是今年多個理論的重點。2006年提出的理論認爲，海衛一的捕獲過程中總共涉及3顆星體。這種情況下，海衛一屬於一對雙小行星[note 1]，並是在被海王星干擾之後存活的一顆。[6]


模擬顯示，2002年發現的海衛九很有可能在海王星系的存在期間與海衛二相撞。[7]它們顔色相近（灰色），因此海衛九可能是海衛二的一塊碎片。[8]

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順序	編號	名稱	file:///C:\Users\al\AppData\Local\Temp\msohtmlclip1\01\clip_image004.gif   圖片	直徑	質量	半長軸	公轉周期	軌道傾角	軌道離心率	發現年份	發現者
[note 2]	[note 3]			（公里）[note  4]	（×1016公斤）[note  5]	（公里）[來源請求]	（日）[來源請求][note  6]	（°）[note  7][來源請求]	[來源請求]	[9]	[9]
1	海衛三	Naiad		66 (96×60×52)	~19	48 227	0.294	4.7°		1989
2	海衛四	Thalassa		82 (108×100×52)	~35	50 075	0.311	0.2°		1989
3	海衛五	Despina	file:///C:\Users\al\AppData\Local\Temp\msohtmlclip1\01\clip_image008.gif	150 (180×148×128)	~210	52 526	0.335	0.1°		1989
4	海衛六	Galatea		176 (204×184×144)	212	61 953	0.429	0.1°		1989
5	海衛七	Larissa		194 (216×204×168)	~420	73 548	0.555	0.2°		1981
6	海衛八	Proteus		420 (436 × 416 × 402)	~5 000	117 647	1.122	0.6°		1989
7	海衛一	Triton		2707	2 140 000	354 800	−5.877	156.8°		1846
8	海衛二	Nereid		340	~3 100	5 513 400	360.14	27.6°		1949
9	海衛九	Halimede		62	~16	15 728 000	−1 879.71			2002
10	海衛十一	Sao		44	~5.8	22 422 000	2 914.07			2002
11	海衛十二	Laomedeia		42	~5.0	23 571 000	3 167.85			2002
12	海衛十	Psamathe		38	~3.7	46 695 000	−9 115.91			2003
13	海衛十三	Neso		60	~15	48 387 000	−9 373.99			2002
						(0.32 AU)

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冥王星的衛星

冥王星與它的衛星

冥王星目前已知的衛星總共有4顆，冥衛一是其中最大的一顆，它與冥王星的相對大小比太陽系其他已知的行星或矮行星都還要大。相較之下，冥衛二、冥衛三及S/2011 P 1的體積則小得多[1]。

冥王星系統天體的相對大小及顏色

位於內側的冥衛一是美國天文學家詹姆斯·克里斯蒂在1978年6月22日使用美國海軍天文台的望遠鏡所發現的，當時距離冥王星被發現已經將近半個世紀了。冥衛二、冥衛三則是哈伯太空望遠鏡於2005年5月15日所發現的，後來天文學家也在2002年6月的照片中發現它們的存在。天文學家在確定它們的公轉軌道之後給於它們正式的名稱－尼克斯及許德拉。這個名稱是根據新視野號任務的名稱而來的[2]。



哈伯太空望遠鏡在2006年2月及3月對這兩個衛星進行進一步觀測。靈敏的哈伯太空望遠鏡在冥王星的重力影響範圍拍攝一系列帳照片，顯示冥王星不會有大於12公里的其他衛星存在（反照率與冥衛一相似），如果它只有古柏帶天體那樣黑暗的話則不會大於40公里。新視野號也會探測冥王星周圍是否擁有由衛星碰撞而產生的行星環。2011年6月，哈伯太空望遠鏡的冥王星伴星搜尋小組（Pluto Companion Search Team）發現了冥王星的第四顆衛星S/2011 P 1。



目前尚未有任何探測器探索過冥王星系統，不過2006年發射的新視野號預計將會在2015年6月飛越冥王星。

從地球的角度看起來的冥王星衛星公轉軌道，是根據外側衛星的發現照片來計算的

冥王星系統高度的緻密，四顆衛星的軌道位於前傾軌道（Prograde Orbit）可以穩定存在的內側3%的地區。

冥王星及冥衛一也被稱為雙行星，因為它與冥王星的相對大小（超過冥王星直徑的一半）比太陽系其他已知的行星或矮行星都還要大。事實上冥衛一的質量過於巨大，所以冥王星與冥衛一之間的質心位於冥王星的地表之外[3]。而冥王星與冥衛一之間也出現潮汐鎖定情況，所以它們總是以同樣的一個面朝向對方來進行自轉。

從冥衛一極區視角所見到的冥王星衛星系統

天文學家Buie及Grundy近年來根據過去的照片重新計算後，顯示這些衛星公轉軌道的傾角小於0.4°，而橢圓率則小於0.005。從地球的角度來看，這些冥王星衛星的軌道依照冥王星的位置會呈現橢圓形[4]。

當天文學家發現冥衛二及冥衛三之後，觀察到有時冥衛三比冥衛二更明亮，並因此推斷冥衛三比冥衛二大了20%。不過後續的觀測則顯示冥衛二及冥衛三的大小大約是一樣的。冥衛三光度曲線的變化可能是因為它的表面擁有反射率較高的未知地形或是冥衛三本身的不規則形狀所造成的。天文學家可以根據反射率來估計它們的大小，目前認為他們的反射率為35%左右與冥衛一相似，但是如果它們的反射率低到與古柏帶天體相當的4%，它們的直徑可以達到130公里。然而目前得到的數據顯示冥衛二及冥衛三的顏色及化學組成類似冥衛一，所以它們的反射率更可能與冥衛一相同，所以它們的大小應該會接近估計值的下限。

畫家筆下從冥王星的細小衛星表面遠眺冥王星及冥衛一

天文學家懷疑冥王星系統是一個碰撞星系，類似地球遭到撞擊而產生月球的情況。在這種情況下，可以解釋衛星擁有較高的角動量。冥衛二及冥衛三的近圓形的公轉軌道則顯示它們可能是在碰撞中產生的，而不是被冥王星捕捉到的古柏帶天體。它們與冥衛一之間的軌道共振也顯示這兩顆衛星原本是在更接近冥王星的位置產生，後來才被冥衛一推擠到現在的位置上。

冥衛二及冥衛三的顏色類似冥衛一（類似月球的灰色）[5]，顯示它們擁有相同的起源。它們與冥王興這顆太陽系最火紅的天體相異，冥王星的顏色是因為表面的氮及甲烷受到陽光照射的影響所致。但是冥王星的衛星在經過一連串的撞擊融合後，這些揮發性物質都已經逸失，所以它們的表面大部分是水冰。這樣的撞擊預計會產生更多其他天體（衛星），但是它們一定更為細小，所以哈伯太空望遠鏡無法發現它們的蹤跡。冥王星周圍可能存在其他不規則衛星，它們可能都是古柏帶天體。

冥衛二及冥衛三與冥衛一及冥王星公轉週期之間擁有非常接近1:4:6的軌道共振，冥衛二佔2.7%，而冥衛三則佔0.3%，雖然它們都不是精準的共振週期。 冥王星與冥衛一目前仍然具續製造強大的潮汐力，並隨著外側衛星的引力場而產生15%的波動。在冥衛二大小為估計值的下限時，它不應該擁有顯著的進動，同時冥衛三則有15年的進動週期。然而當它們的質量處於估計值上限（假設反射率為4%）時，這兩顆衛星彼此可能會有3:2的軌道共振，天平動週期則介於400至450日之間，雖然這些數據可能會受到冥衛一低偏心率的公轉軌道所影響[6]。天文學家可以利用精確的軌道數據來計算衛星的大小。

然而最近的計算顯示冥衛一的軌道共振只會讓冥衛二或冥衛三其中一個進入到目前的軌道上，不會同時對這兩顆衛星造成影響。要讓冥衛三進入到目前的軌道需要冥衛一的偏心率僅有0.024，而對冥衛二造成影響則是要在冥衛一偏心率處於0.05的情況之下。因此天文學家認為這兩個衛星是被冥王星所捕捉的，後來逐漸往內側移動才與冥衛一產生軌道共振[7]。

冥王星與冥衛一實際上是以共同的質心來進行公轉

MRYEE

排序	編號及名稱		圖像	直徑 (公里)	質量	半主軸 (公里)	公轉周期‡(d)	與冥王星軌道傾角 (°)	發現年份
					(1016 kg)
1	冥衛一	Charon,/ˈʃɛərən/,[8] /ˈkɛərən/		1207  ± 3	1.52  ± 0.06	19 571  ± 4	6.38723	0.00°  ± 0.014°	1978年
2	冥衛二	Nix,/ˈnɪks/		46-137	<  0.002	48 675  ± 120	24.856  ± 0.001	0.04°  ± 0.22°	2005年
3	冥衛三	Hydra,/ˈhaɪdrə/		61-167	<  0.002	64 780  ± 90	38.206  ± 0.001	0.22°  ± 0.12°	2005年
4	冥衛四	S/2011  P 1,		13-34	<  0.002				2011年

kenny232

其他行星都有那麼多衛星, 地球就比較專一, 只有一個月球

MRYEE

kenny232 發表於 2012-3-15 14:13
其他行星都有那麼多衛星, 地球就比較專一, 只有一個月球

内行星一般較少，外行星因爲有機會俘獲小行星帶的小天體以及太陽系外圍的游離天體(如古柏帶天體)，所以出現較多衛星的機會就高一些.

MRYEE

凱伯帶（英語：Kuiper belt，還稱作倫納德-凱伯帶，又譯庫柏帶、柯伊伯帶）是太陽系在海王星軌道（距離太陽約30天文單位）外側的黃道面附近、天體密集的中空圓盤狀區域。凱伯帶的假說最初是由愛爾蘭裔天文學家倫納德提出，並在十年後再由另一位天文學家凱伯再度獨立提出。


凱伯帶的位置處於距離太陽40至50天文單位低傾角的軌道上。該處過去一直被認為空無一物，是太陽系的盡頭所在。但事實上這裏熱鬧無比，滿佈着直徑從數公里到上千公里的冰封物體。凱伯帶上的這些物體是怎麼成形的呢？如果按照行星形成的吸積理論來解釋，那就是他們在繞日運動的過程中發生碰撞，互相吸引，最後黏附成一個個大小不一的天體，形成現在的樣子。



]凱伯帶是現時我們所知的太陽系的邊界，是太陽系大多數彗星的來源地。自從冥王星被發現，就有天文學家認為冥王星應該排除在太陽系的行星之外，而由於冥王星的大小和凱伯帶內大的小行星大小相近，20世紀末更有主張該歸入凱伯帶小行星的行列當中；而冥王星的衛星則應被當作是其伴星。在2006年8月的國際天文學聯合會已經將冥王星、穀神星與新發現的鬩神星一起歸入新分類的矮行星。





古柏帶的複雜結構和精確的起源仍是不清楚的，因此天文學家在等待泛星計劃(Pan-STARRS) 望遠鏡巡天的結果，那些應該會揭露更多目前不知道的古柏帶天體，並在測量後對它們有更多的了解。[1]古柏帶被認為包含許多微星，它們是來自環繞着太陽的原行星盤碎片，它們因為未能成功的結合成行星，因而形成較小的天體，最大的直徑都小於3,000公里。近代的計算機模擬顯示古柏帶受到木星和海王星極大的影響，同時也認為即使是天王星或海王星都不是在土星之外的原處形成的，因為只有少許的物質存在於這些地區，因此如此大的天體不太可能在該處形成。

換言之，這些行星應該是在離木星較近的地區形成的，但在太陽系早期演化的期間被拋到了外面。1984年，費南德茲和艾皮的研究認為與被拋射天體的角動量交換可以造成行星的遷徙[2]。終於，軌道的遷徙到達木星和土星形成2:1共振的確切位置：當木星繞太陽運轉兩圈，土星正好繞太陽一圈。引力如此的共振所產生的拉力，最終還是打亂了天王星和海王星的軌道，造成它們的位置交換而使海王星向外移動到原始的古柏帶，造成了暫時性的混亂[3]。當海王星向外遷徙時，它激發和散射了許多外海王星天體進入更高傾角和更大離心率的軌道[4]。然而，目前的模型仍然不能說明許多分佈上的特徵，引述其中一篇科學論文的敘述[5]：這問題繼續挑戰分析技術和最快速的數值分析軟件和硬件。

藝術想像圖：凱伯帶以及假說存在於更遠的奧爾特雲

以最完整的範圍，包括遠離中心最外側的區域，古柏帶大約從30天文單位伸展到55天文單位。然而，一般認為主要的部份只是從39.5天文單位的2:3共振區域延展到48天文單位的1:2共振區域。古柏帶非常的薄，主要集中在黃道平面上下10度的範圍內，但還是有許多天體散佈在更寬廣數倍的間內。總之，它不像帶狀而更像花托或甜甜圈（多福餅）[6]。而且，這意味着古柏帶對黃道平面有1.86度的傾斜[7]。

由於存在着軌道共振，海王星對古柏帶的結構產生了重大的作用。在與太陽系年齡比較的時標上，海王星的引力使在某些軌道上的天體不穩定，不是將她們送入內太陽系內，就是逐入離散盤或星際空間內。這在古柏帶內製造出一些與小行星帶內的柯克伍德空隙相似的空白區域。例如，在40至42天文單位的距離上，沒有天體能穩定的存在於這個區間內。無論何間，在這個區間內被觀測到的天體，都是最近才進入並且會被移出到其他的空間[8]。

外行星和古柏帶的摹擬：（a）木星和土星2:1共振之前，（b）在海王星軌道遷徙之後，古柏帶天體被散射至太陽系內 (c)古柏帶天體被木星排斥之後。

傳統的古柏帶






大約在 ~42至 ~48天文單位，雖然海王星的引力影響已經是微不足道的，而且天體可以幾乎不受影響的存在着，這個區域就是所謂的傳統古柏帶，並且目前觀測到的古柏帶天體有三分之二在這兒[9][10]。因為近代第一個被發現的古柏帶天體是1992 QB1，因此它被當成這類天體的原型，在古柏帶天體的分類上稱為類QB1天體 [11][12]。

傳統的古柏帶向來是兩種不同族群的綜合體，第一類是"dynamically cold"的族群，比較像行星：軌道接近圓形，軌道離心率小於0.1，相對於黃道的傾角低於10度（它們的軌道平面貼近黃道面，沒有太大的傾斜）。第二類是"dynamically hot"的族群，軌道有較大的傾斜（可以達到30度）。這兩類會有這樣的名稱主要並不是因為溫度上的差異，而是以微小的氣體做比喻，當它們變熱時，會增加它們的相對速度[13]。

這兩種族群不僅是軌道不同，組成也不同，冷的族群在顏色比熱的紅，暗示它們在不同的環境形成。熱的族群相信是在靠近木星的地區形成，然後被氣體巨星拋出。而另一方面，冷的族群雖然也可能是海王星在向外遷徙時清掃出來的，但無論是較近或較遠，相信是在比較靠近目前所在的位置形成的[1][14]。

以半長軸為準的軌道分類。

當一個天體的軌道週期與海王星有明確的比率時（這種情況稱為平均運動共振），如它們的相對基線是適當的，它們可能被鎖定在與海王星同步的運動，以避免受到攝動而使軌道變得不穩定。如果天體在這種正確的軌道上，在實例上，如海王星每繞太陽三週它便會繞行二週，則每當它回到原來的位置時，海王星總比它多運行了半條軌道的距離，因為這時海王星在軌道上繞行了1.5圈。這就是所謂的2:3 (3:2)的軌道共振，這種軌道特徵的半長軸大約是39.4天文單位，而已知的2:3共振天體，包括冥王星和他的衞星在內，已經超過200個[15]，而這個家族的成員統統歸類為冥族小天體。

許多冥族小天體，包括冥王星，都會穿越過海王星的軌道，但因為共振的緣故，永遠不會與海王星碰撞。 其有一些，像是歐侉爾和伊克西翁的大小，都已經大到可以列入類冥矮行星的等級[16][17]。冥族小天體有高的軌道離心率，因此它們當初原本應該不是在現在的位置上，而是因為海王星的軌道遷徙被轉換到這兒的[18]。1:2共振（每當海王星轉一圈，它才完成半圈）的軌道半長軸相當於47.7天文單位，但數量稀稀落落的[19]，這個族群有時會被稱為twotino。較小的共振族群還有3:4、3:5、4:7和2:5.[20]。

海王星也有特洛伊小行星，它們位於軌道前方和後方的L4和L5的重力穩定點上。海王星特洛伊有時被稱為與海王星1:1共振。海王星特洛伊在它們的軌道上是穩定的，但與被海王星捕獲有所不同，它們被認為是沿着軌道上形成的[18]。另外，還沒有明確的理由可以解釋在半長軸小於39天文單位的距離內缺乏共振的天體。當前被接受的假說是在海王星遷徙時被驅離了，因為這個區域在遷移中是軌道不穩定的地區，因此在這兒的任何天體不是被掃清，就是被重力拋出去[21]。

類QB1天體、冥族小天體和鄰近散射天體的分佈。

1:2共振之外已知的數量非常少，看起來是個邊界，但還不能確定這是傳統古柏帶外側的邊界，還是只是一個寬闊的空隙。觀測到2:5共振的距離大約在55天文單位，被認為在傳統古柏帶之外；然而，預測上在傳統古柏帶與共振帶之間的大量天體尚未被觀測到[18]。

圖示為古柏帶天體與太陽距離的數量關係。

早期的古柏帶模型認為在50天文單位之外的大天體數量應該增加二個數量級[22]，因此，這突然的數目下降，被稱為"凱伯斷崖"，是完全未被預料到的，並且它的原因至今仍不清楚。伯恩斯坦和屈林 (Trilling)等人發現直徑在100公里或更大的天體在50天文單位的距離上確實突然減少的證據，並不是觀測上造成的偏差。可能的解釋是在那個距離上的物質太缺乏或太分散，因此不能成長為較大的天體；或者是後續的過程摧毀了已經形成的天體[23]。日本神戶大學的向井正和帕特里克·萊卡維卡（Patryk Lykawka）則主張一個大小有如地球，尚未曾被看見的行星，或許應該對這件事負責[24][25]，並且可能在未來的10年內發現這個天體[1]。

海王星外天體及類似天體

海王星內天體(Cis-Neptunian object) 半人馬小行星 海王星特洛伊 海王星外天體(TNOs)a 古柏帶(KBOs) 傳統凱伯帶天體(類QB1天體) 共振KBOs 冥族小天體(2:3共振天體) 黃道離散天體(SDOs) 共振SDOs 歐特雲 a: 在海王星外的矮行星都屬於類冥矮行星(plutoid)

占少

內容豐富,大開眼界!

AY_San

內容豐富,大開眼界, 謝謝樓主!!

emaila13

回復 MRYEE #1 的帖子

thx for sharing, vy good for me

c9599

Very knowledgeable, the information is very detail, thank you for sharing

oceanice

回復 MRYEE #1 的帖子

看了你的天文文章後, 忽然想問你一個有關金星的問題, 請不要覺得煩悶, 問題是這樣的, 金星環繞太陽公轉的軌道是比地球細和短, 因為金星距離太陽比較近的原故, 按照這一個事實, 地球在日與夜的時間, 也不能從天上觀看到金星, 但18世紀時的波蘭藉的天文學家哥伯尼, 是用什麼方法和理論去觀察金星, 從而進一步去加強認証日心說的理論, 煩請指教我這一個大鄉里, 謝謝

barying

oceanice 發表於 2012-7-18 00:34
回復 MRYEE #1 的帖子

看了你的天文文章後, 忽然想問你一個有關金星的問題, 請不要覺得煩悶, 問題是這樣的 ...

容許小弟替易版解答吧。


金星的軌道雖比地球細和短，也不代表我們不能從天上觀看到金星的，
而恰好相反，夜空中金星的亮度僅次於月球(達到-4等)，是地球上可觀測到最亮的"行星"，
金星在日出稍前或者日落稍後是最明亮的時刻。
自古就有「太白金星」、「長庚」（日落時所見）與「啟明」（日出前所見）等稱呼。

http://tamweb.tam.gov.tw/forecast/2005/20051203%E9%87%91%E6%98%9F%E6%9C%80%E5%A4%A7%E4%BA%AE%E5%BA%A6%E5%8B%95%E7%95%AB.swf

東大距
所謂「大距」是指太陽-金星-地球三者成直角的時刻，當金星在太陽以東時稱為東大距（下圖中的3號位置），
在太陽以西時稱為西大距（7號位置）。由於金星繞太陽的軌道在地球軌道以內，從地球觀察通常都在太陽左右；
但當它們在大距位置附近時，從地球所見金星與太陽之間的距角最遠，
是日落或日出時所見金星仰角最高、最容易看到之時。


最大亮度
而金星最亮的時刻，通常發生在東大距過後36日（上圖中4號位置），或西大距前36天（上圖中6號位置），
這主要是綜合了金星距離遠近（可以看到的盤面大小）和可看到金星被太陽照亮的面積大小兩項因素的結果。

金星之所以如此明亮，主要原因有三：第一，金星是太陽系中離太陽第2近的行星，接收到的太陽輻射比較多；
第二，金星是軌道離地球最近的行星，在地球上可以看到比較大的金星盤面；
第三，金星的大氣層相當濃厚，且大氣中漂浮許多雲朵，極易反射太陽光。
這三個有利的狀況加成之下，造成金星成為地球上可見最亮的星星。

金星的公轉週期與會合週期
金星繞太陽公轉一圈約需224天。但因金星繞太陽公轉的同時，地球也在繞太陽公轉，
地球繞太陽公轉一圈約365天，因此金星與地球兩者的會合週期為584天，
也就是說，相鄰兩次東大距或相鄰兩次內合等，之間間隔了584天。

雖然金星與地球每隔584天便會合一次，但是當兩者會合時，在太空中的位置會不同。
如果要回到與第一次兩者會合時的近似位置，必須經過5次會合週期，也就是說：
當金星繞了13圈、地球繞了8圈之後，就會回到與設定的起點幾乎相同的位置。
因此，某特定日期，從地球上看金星在天空中出現的位置與亮度，
或是金星一整年在天空中移動的軌跡等，會與8年前或8年後的這個特定日期時相同。

金星觀看時間
在整個會合週期中，外合之後至內合之前的這段時間，都出現在太陽以東，
因此在地球上觀賞，必須在黃昏時朝西方天空才得見，其中以東大距時所見金星仰角最高。

內合之後到外合之前，金星離地球愈來愈遠，出現在太陽以西，
所以必須在清晨日出前朝東方天空觀看，其中以西大距時金星仰角再次達最高點。

日出前金星

日落時金星


是不是很光亮呢！

另外我們可以靠一種罕見的現象，去觀測"內合"時的金星，
就是"金星凌日"了：

一生僅有兩次的美麗邂逅 : 2012年6月6日金星凌日
http://141hongkong.com/forum.php?mod=viewthread&tid=974481&fromuid=196554

師兄文中亦有提及"哥白尼"，他的日心說理論在本版也有介紹，可到此一看：

【仰望星空的先哲】日心說的創立者 - 尼古拉·哥白尼
http://141hongkong.com/forum.php?mod=viewthread&tid=913812&fromuid=196554

希望能解開閣下的問題吧，有空多來看看~

馬後砲

barying 發表於 2012-7-18 04:56
容許小弟替易版解答吧。

最大亮度
而金星最亮的時刻，通常發生在東大距過後36日（上圖中4號位置），或西大距前36天（上圖中6號位置），

barying兄,下一次西大距系幾時?

barying

馬後砲 發表於 2012-7-18 14:50
最大亮度
而金星最亮的時刻，通常發生在東大距過後36日（上圖中4號位置），或西大距前36天（上圖中6號位 ...

金星由金牛座運行至雙子座，順行。8月15日金星西大距；
日出前見於東方附近天空，光度：月初-4.6等；月中 -4.4等；月底 -4.3等。



馬兄你影金星的好機會~

oceanice

回復 barying #16 的帖子

謝謝你們的回覆, 雖不至大明, 但也有了慨念和理論, 記得在中一其中一個的秋天晚上(1983), 跟學會去清水灣附近的大澳門燒烤, 正當全神貫注去燒時, 老師忽然叫我們抬頭仰望天空, 原來天上來了數之不盡的朋友, 猜猜是什麼? 就是萬里無雲, 滿天星星呀, 那一刹的境像, 好像DATA入了HARD DISH 一樣, 永世難忘, 現在雖然可以隨意隨心去一些郊外地方觀看星空, 但也沒法和那天晚上相比. 不過我也很開心有這一個的記憶.

barying

回復 oceanice #19 的帖子

1983年，小弟還小，廿幾三十年前嘅香港，
光害不算嚴重，在郊區離島晚上仍可肉眼清楚看星，
小弟也有在長洲看星看到天光的經歷，果真永世難忘！

但現在香港巳很難找著一處好地方看星，西貢那邊尚可。