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 木星环木星环，是指围绕在木星周围的行星环系统。它是太阳系第三个被发现的行星环系统，第一个和第二个分别是土星环及天王星环。木星环首次被观测到是在1979年，由航海家一号发现及在1990年代受到伽利略号进行详细调查。木星环在25年来亦可以由哈勃太空望远镜及地球观察。在地上需要现存最大的望远镜才能够进行木星环的观察。 隐约的木星环系统主要由尘埃组成。木星环分成四个部分：厚厚的粒子环面内晕层称为“光环”；一个相对光亮的而且特别薄的“主环”；以及两个外部既厚又隐约的“薄纱环”（或称“蛛网环”），其名称由形成她们的物质的卫星而来：木卫五（阿马尔塞）和木卫十四（底比斯）。 木星环的主环及光环由卫星木卫十六（墨提斯）、木卫十五（阿德剌斯忒亚）及其他不能观测的主体因为高速撞击而喷出的尘埃组成。在2007年二月至三月由新视野号取得的高分辨率图像显示主环有丰富的精细结构。 在可见光及近红外线光线下，除了光环呈现灰色或蓝色外，木星环会呈现红色。在环内的尘埃大小不定，但是所有环除了光环以外的尘埃横切面面积最大为半径约15微米的非球体粒子。光环主要由亚微米级尘埃组成。环状系统的主要质量（包括不可见的主体）约为1016 公斤，和木卫十五质量相当。环状系统的年龄不详，但是可能在木星形成时已经存在。 结构 四个已知的木星环的重要性质列在以下列表。 名称 半径（km） 阔度（km） 厚度（km） 光深度 尘埃比例 备注 光环 92,000–122,500 30,500 12500 ～1×10−6 100% 主环 122,500–129,000 6,500 30–300 5.9×10−6 ～25% 以木卫十五为界 阿马尔塞薄纱光环 129,000–182,000 53,000 2000 ～1×10−7 100% 与木卫五连接 底比斯薄纱光环 129,000–226,000 97,000 8400 ～3×10−8 100% 与木卫十四连接。在木卫十四外亦有伸延。 主环 外表及结构 范围 狭窄且薄的主环是木星环系统最光的部分。她的外部边界位于半径1.806RJ（～129,000 km; RJ = 木星赤道半径或是71,398 km）并与木星最细小的内部卫星木卫十五轨道吻合。她的内部边界不受任何卫星定位并位于～122,500 km（1.72 RJ）。 受到正面散射时的特征 由以上的数据得知主环阔度为～6,500 km。主环的外貌依观察角度而改变。受正面散射（scattering）的光线（即光线散射的角度相对太阳光的为小）照射的主环的光度在128,600 km急速下降（刚好在木卫十五轨道的内部）并在129,300 km达到背景等级（background level，刚好在木卫十五轨道的外部）。所以位于129,000 km的木卫十五可以清楚指示出主环位置。除了位于128,000 km的木卫十六轨道附近的部分显著的缺口外，光度越接近木星便越会增加，并在环的中心点128,000 km达至最高光度。主环的内部边界与此相反，由124,000至120,000 km慢慢地变得暗淡，与光环融合。所有木星环在受到正面散射的光线照射下都会变得特别光亮。 受到背向散射时的特征 木卫十五与木卫十六轨道间的三个小环 情况在背向散射光线（即光线以相对于太阳光的180°作出散射）照射的情况下变得不同。位于129,100 km，即略为在木卫十五轨道外的主环外部边界变得十分陡峭。卫星的轨道被主环的一个裂口所标示，所以有一个薄薄的小环刚好在轨道外。另外一个小环位于木卫十五轨道内，接着又有一个成因不明的裂口位于～128,500 km。第三个小环在被发现在木卫十六的轨道外的中央裂口内部。主环的光度在木卫十六轨道外部急速下降，形成“墨提斯裂口”（Metis notch）。 墨提斯裂口分开主环为两部分 受到背向散射光线照射的木卫十六轨道内部的主环光度比起正面散射光线照射的上升程度少很多。所以在背向散射角度下主环表现出两个不同部分：一个狭窄的外部由128,000伸延至129,000 km，其中包含了三个由裂口所分隔的小环；以及一个较暗淡的内部由122,500伸延至128,000 km，缺乏任何在正面散射中可见的结构。墨提斯裂口成为她们两者的边界。 主环精细结构的侦测困难 主环的精细结构由伽利略号的数据发现，新视野号在2007年二月至三月的背向散射图像令主环可以清楚被看见。但是哈勃太空望远镜、凯克天文台和卡西尼-惠更斯号的观测不能侦测到其存在，有可能因为其不足的角分辨度。 主环的光华 主环在背向散射光线观察下像是剃刀般薄，在垂直方向伸延不足30 km。在侧向散射角度下主环厚度是80–160 km，厚度以木星方向上升。主环在正向散射角度会显得厚很多（～300 km）。伽利略号的其中一个发现是主环的光华，其光华是一个暗淡、相对厚（～600 km）的物质云包围其内部。她的光华越向内部，即往光环过渡的边界方向便会变得越厚。伽利略号的详细分析影像显示主环光度的纵向转变与观察角度无关系。在500–1000 km的尺度中伽利略号的影像亦显示出主环有不规则情况出现。 七个细小的环物质团 在2007年二月至三月的新视野号航天器对主环中的新卫星进行了一个深入的探索。虽然无大于0.5km的卫星被发现，航天器的照相机侦测到七个细小的环物质团。她们的轨道刚好在木卫十五轨内，在一个密集的小环中。有关她们只是一团物质而非卫星的结论建基于她们延长了的方位角特征。她们沿着主环的1000–3000 km间形成了一个0.1–0.3°的角。那些团块分为两组，分别有五位及两位成员。现在对那些团块的性质仍然不清晰，但是她们的轨道与木卫十六的有一个接近115:116和114:115的轨道共振。而这个相互作用引致她们可以有一个波状结构。 光谱与粒子大小分布 主环的光谱特征 由哈勃太空望远镜、凯克天文台、伽利略号和卡西尼-惠更斯号取得的主环的光学频谱，显示出组成主环的粒子是红色的，所以她们的反照率在较长的波长较高。现存的光谱横跨0.5–2.5 μm的范围。现阶段无任何光谱特征可以指出那些粒子是那一种个别的化合物。主环的光谱特征与木卫十五及木卫五的十分类似。 尝试解释主环光谱特征的假说 主环的性质可以由她包含显著数量的0.1–10 μm粒子大小的尘埃假说得到解释。以上假说解释了为何主环的正面散射比背向散射较强。但是需要有较大的物体才能解释主环光亮外部的强背向散射及精细构造。 由数据推算下形成的模型 现存相态及光谱数据的分析引导出一个主环中的细小粒子的大小分布遵守幂次法则（Power law）的结论： n ( r ) = A × r − q 其中n(r) dr为半径在r与r + dr之间的粒子数目，而A是一个归一化（normalizing）参数（parameter）去配合已知的主环放出光通量的总和。参数q在粒子的r <15 ± 0.3 μm时为2.0 ± 0.2、在粒子的r > 15 ± 0.3 μm时为 = 5±1 。大小在mm–km之间的较大物体分布情况目前不明。在此模型下的光线散射由r～15 μm的粒子主导。 以上提及的幂次法则可以估算出主环光深度 τ ：主体为τ l = 4.7 × 10 − 6 ，而尘埃为τ s = 1.3 × 10 − 6 。以上光深度指出在环内所有粒子的总横切面（cross section）面积约为5000 km²（与此相比的木卫十六和木卫十五的横切面面积约为1500 km²）。主环内的粒子形状预估是非球面的。尘埃的总质量估计约为107−109 kg。大粒子依据其最大大小（最大约为1 km）得出其质量为1011−1016 kg（不包括木卫十六和木卫十五）。这些质量可以与木卫十五的质量（约为2×1015 kg）、木卫五的质量（约为2×1018 kg）及月球的质量（7.4×1022 kg）比较。 主环包含两种种类的粒子解释了为何她的外表会依据观察角度不同而有所改变。尘埃散射了不少的正面光线形成了一个由木卫十五轨道定界的既厚而且同质的环（不计算木卫十六的缺口）。与此相反，主要散射背向光线的大粒子在木卫十六与木卫十五的轨道间形成了一定数量的小环。 起源及年纪 尘埃因为波印廷-罗伯森效应（Poynting-Robertson effect）和木星磁场（Jupiter's magnetosphere）的电磁力综合作用由主环不断被抽走。挥发性（Volatility）的化合物如冰亦会快速蒸发。尘埃粒子在环内的寿命约为100年，所以那些尘埃必定不断由大小由1 cm至0.5 km的大物体的碰撞及由同等大小的大物体与木星系统外的高速粒子的碰撞而得到补偿。这些母体的分布限制在1000 km阔的狭窄且光亮的主环外部，而木卫十六和木卫十五亦计算在内。由新视野号得出最大母体的大小必定小于0.5 km。之前由哈勃太空望远镜和卡西尼-惠更斯号观察所得出的最大母体的大小为接近4 km。由撞击造成的尘埃保持了大约与母体相同的轨道根数，并慢慢地向木星以螺旋状移动，形成在背向散射光线下的暗淡主环内部及光环。主环的年龄现在仍然是未知数，但她可能是古时接近木星的小物体的最后残存者。 光环 外观及结构 范围 光环是木星环中最内部及最厚的。她的外部边界与主环内部边界在半径122,500 km（1.72 RJ）重叠。由此半径开始光环向木星快速增厚。光环的实际纵向伸延不明但其物质可以在距环面高度高至10,000 km侦测到。光环的内部边界十分清晰并位于半径100,000 km（1.4 RJ）处，但部分物质被发现在92,000 km的更深入地区。所以光环的阔度约为30,000 km。 外观 她的形状类似一个缺乏清楚内部结构的厚环面。与主环相对，光环的外观与观察角度只有少量关联性。 亮度 在伽利略号广泛拍摄的光环在正向散射光线中显得最亮。虽然光环的表面光度比主环小很多，其与环平面垂直的综合光子通量（Flux）则因为其较大的厚度而可以与主环比较。虽然她有一个号称长于20,000 km的垂直伸延，光环的光度在环面最为集中并遵守幂次法则（与z−0.6 to z−1.5成正比例），而z是环面垂直的高度。光环由凯克天文台及哈勃太空望远镜在背向散射光线下观察的外表基本相同，但其总光子通量比主环小几倍，并在越接近环面便越集中。 光谱性质 光环的光学频谱性质与主环不同。其在0.5–2.5 μm级别的通量分布比主环较平；光环不是红色而可能甚至是蓝色。 光环的起源 含尘成分与光深度 光环的光学性质可以由她只由粒子大小小于15 μm的尘埃构成的假设得到解释。光环远离环平面的部分可能包含超微米的尘埃。此含尘的成分解释了光环的较强正向散射、蓝色及缺乏可见结构。尘埃可能由主环而来，以上的假设由光环光深度是τ s ∼ 10 − 6 而可与主环光深度比较的事实得到支持。 高厚度与木星磁圈 光环的高厚度的原因在于木星磁圈的电磁力刺激到尘埃的轨道倾角及轨道离心率。光环的外部边界与强力3:2罗伦兹共振（Lorentz Resonance，罗伦兹共振是一个粒子轨道运动与行星磁圈转动之间，当她们的轨道周期比例是一个有理数时产生的共振）的位置重叠。当波印廷-罗伯森效应（Poynting-Robertson effect）把粒子缓慢拉往木星，她们的轨道倾角在经过时会受到刺激。繁盛的主环可能正是光环的开始。 明确内部边界与罗伦兹共振 光环的内部边界距离最强的2:1罗伦兹共振不远。在此共振下刺激可能十分显著，令粒子冲入木星大气层内，所以令光环有一个明确的边界。根据主环的推算，光环与主环有相同的年龄。 薄纱光环 阿马尔塞薄纱光环 范围 阿马尔塞薄纱光环是一个有矩形横切面的暗淡结构，由182,000 km（2.54 RJ）的木卫五轨道伸延至129,000 km (1.80 RJ)。其内部轨道因为光亮很多的光环及主环的存在而不能明确界定。其接近木卫五轨道的厚度约为2300 km，并往木星方向略为减少。阿马尔塞薄纱光环实际上在顶部及底部为最亮，而越接近木星则越亮。其外部边界相对陡峭，特别是在顶部的边界。 附加结构 阿马尔塞薄纱光环的辐射状剖面有一个显著的突出物，并刚好位于木卫五轨道内部。正向散射光线下的阿马尔塞薄纱光环比主环暗淡约30倍。在背向散射下她只能够由凯克天文台的望远镜及哈勃太空望远镜上的先进巡天照相机所侦测到。背向散射图像显示环上在刚好在木卫五轨道内的有光度增加，从面推测出那处有一个附加结构。 质量与光深度性质 在地面上能够侦测到阿马尔塞薄纱光环再加上伽利略号的图像容许了粒子大小分布的确定，并发现了其分布遵守主环尘埃相同的幂次法则，为q=2 ± 0.5。其光深度约为10−7（其数量级小于主环），但是其尘埃总质量为却可以与之比较（107–109 kg）。 底比斯薄纱光环 范围 底比斯薄纱光环是木星环中最暗淡的。她显示出十分暗淡和有一个矩形横切面的结构，由位于226,000 km（3.11 RJ）的木卫十四轨道伸延至129,000 km (1.80 RJ)。其内部边界因为光亮很多的主环及光环存在而不能明确界定。她的厚度约距木卫十四轨道8400 km及越接近木星就越薄。底比斯薄纱光环实际上在顶部及底部为最亮，其光度在越接近木星时越会上升。其外部边界并不特别陡峭，伸延超过15,000 km。 底比斯延伸 在木卫十四外勉强可见一个连续的环，伸延至260,000 km（3.50 RJ），被称为“底比斯延伸”（Thebe Extension）。她在正向散射光线下比阿马尔塞薄纱光环暗淡3倍。在背向散射光射下她只能够由凯克天文台的望远镜所侦测到。背向散射图像显示她在木卫十四内部不远有一个光度的上升。 质量与光深度性质 底比斯薄纱光环的光深度约为3×10−8（比阿马尔塞薄纱光环低3倍），但尘埃总质量相同（约为107–9 kg）。在2002年至2003年间伽利略号经过底比斯薄纱光环，令她的尘埃初次被侦测到。其次量度透露她的粒子大小为0.2–3 μm，所以确定了薄纱光环的尘埃成分。 薄纱光环的起源 薄纱光环中的尘埃与主环及光环的来源基本相同。她的来源分别为木星月亮木卫十四及木卫五。由木星系统以外而来的抛射体（projectiles）的高速撞击由其表面放射出尘埃粒子。那些粒子一开始与其月亮的轨道相同，但渐渐的因为波印廷-罗伯森效应而以螺旋状向内移动。薄纱光环的厚度由其月亮的垂直游移决定，因为其月亮有一个非零的轨道倾角。以上假设基本上解释了几乎所有的薄纱光环的可见性质：矩形横切面、厚度依照往木星方向而下降与及在顶部及底部的光度。但有部分性质仍然未能解释，例如"底比斯延伸"（其出现可能是因为在木卫十四外的不可见物体）及在背向散射光线下的可见结构。 探索 木星环的存在是在1975年由先锋11号对于行星辐射带（radiation belt）的观察所推演出来的。在1979年，旅行者1号拍摄了木星环系统的一张过度感光图片。更广泛的拍摄由旅行者2号在同年进行，容许了对木星环系统结构的一个粗略估计。由伽利略号在1994年至2003年间拍摄取得的极佳质素图像大大的增加了对木星环的现有知识。由凯克天文台在1997年及2002年对木星环进行的地面观测及哈勃太空望远镜在1999年的观测透露了木星环在背向散射光线下的丰富可见结构。由新视野号在2007年二月至三月期间传送的图像令主环精细结构可以被首次观察。在2000年，卡西尼-惠更斯号往土星的旅程中对木星环系统进行了广泛观察。未来对木星系统的任务将可提供对木星环更多的资讯。 土星环土星环是太阳系行星的行星环中最突出与明显的一个，环中有不计其数的小颗粒，其大小从微米到米都有，轨道成丛集的绕着土星运转。环中的颗粒主要成分都是水冰，还有一些尘埃和其它的化学物质。 虽然环的反射能够增加土星的视星等（亮度），但从地球仅凭肉眼还是看不见环。在1610年，当望远镜第一次指向天空之际，伽利略虽然未能清楚的看出环的本质，但他还是成为观察土星环的第一个人。在1655年，惠更斯成为第一个描述环是环绕土星的盘状物的人。 虽然许多人都认为土星环是由许多微细的小环累积而成的（这个观念可以回溯至拉普拉斯），并有少数真实的空隙。更正确的想法是这些环是有着同心但是在密度和亮度上有着极值的圆环盘。在丛集的尺度上，圆环之间有许多空洞的空间。 在环的中间有一些空隙：有两条已经知道是与被埋藏在环中的卫星产生轨道共振引起的波动造成的，其它的空隙还不知道成因。稳定的共振，另一方面，也维系了一些环长期的存在，像是泰坦环。 历史 伽利略是第一位在1610年使用望远镜看见土星环的人，但是他未能辨认出是环。他在写给托斯卡纳大公的信上说到： “土星不是单一的个体，它由三个部分组成，这些部分几乎都互相接触著，并且彼此间没有相对的运动，它们的连线并且是与黄道平行的，并且中央的部分（土星本体）大约是两侧[环的边缘]的三倍大。” 他也把土星说成是有“耳朵”的。在1612年，土星环以侧面朝向地球，因此看起来似乎是消失不见了，伽利略因此而感到困惑不解，"是土星吞掉了它的孩子？"（参见希腊神话，神祇为了防止他们的子孙造反夺权，会吃掉自己的孩子）然后，在1613年他又再看见了环，这使伽利略更加困惑。 在1655年被克里斯蒂安·惠更斯观测到完整的土星环，他使用了一个比在伽利略时代能得到强大得多的望远镜。惠更斯观测土星并写道："土星，它被一个薄且平坦的环环绕着，什么地方都没有接触到，并且对黄道倾斜著。"，但土星有环的说法直到1665年才被天文学家所接受。 在1675年，乔凡尼·卡西尼确定土星环由许多较小的环组成，中间并且有缝存在着，其中最明显的环缝在不久之后被命名为卡西尼缝。卡西尼缝存在于A环和B环之间，宽度有4800 公里。 在1787年，皮埃尔-西蒙·拉普拉斯 认为这些环是由为数众多的固体小环组成的。 在1859年，詹姆斯·克拉克·麦克斯韦证明土星环不可能是固体的，若是固体将会因为不稳定而碎裂。他建议环是由为数众多的小颗粒组成的，每个都独立的环绕着土星。透过光谱学的研究，立克天文台的詹姆斯·基勒在1895年证实了马克士威的学说。 物理特性 使用现代的小望远镜或是品质精良的双筒望远镜就可以看见土星环。密集的主要环带从赤道上方7 000 公里延伸至80 000 公里，但估计它的厚度只有10米，并且99.9%都是冰，也许还参杂着少许的杂质，像是有机化合物托林或硅酸盐。主要环带中的颗粒大小范围从1公分至10米都有。 环中最大的缝隙，像是卡西尼缝和恩克环缝，都能从地球上看见，两艘航海家太空船都发现环实际上是由数以万计稀薄的小环和空隙构成的复杂结构体。有许多方法可以造成这些结构，来自土星众多卫星的引力拉扯也可以。有些缝隙是微小的卫星经过所清除的段落，像是潘，可能还有许多尚未发现的，也有些环被一些牧羊犬卫星的重力维系着（像是普罗米修斯和潘朵拉维护着的F-环。）。其他的缝隙可能是与质量较大的卫星轨道周期产生共振造成的，米马斯维系着卡西尼缝的存在，还有更多的环状结构因为受到其他卫星周期性的扰动而产生螺旋状的波浪。 来自卡西尼太空船的资料显示土星环有自己的大气层，与行星本身无关而独立存在。大气中有氧分子（O2），这是来自太阳的紫外线与环中的冰交互作用而产生的。水分子之间的链接受到紫外线的刺激产生化学作用释放出并抛出了气体，尤其是O2。根据这些大气的模型，也有H2，O2和H2的大气层是很稀薄的，但莫名其妙的被凝聚在环的周围，它的厚度只是一个原子。环中也有稀疏的OH（氧化氢）气体，如同O2一样，这些气体也是水分子的崩解导致的，经由轰击将水分子崩解的高能量离子是由恩塞拉都斯抛射出来的。这些大气层尽管是非常的稀薄，还是被在地球上空的哈伯太空望远镜检测出来。 土星在它的亮度上呈现复杂的样式，大多的光度变化可以归咎于环的变化，并且在每个轨道周期有两个循环的变化。但是，由于行星轨道的离心率，使得叠加在北半球冲的时候比在南半球冲时更为明亮。 在1980年，航海家1号飞越土星时显示F-环是由三条细环像编辫子一样的纠结在一起，而呈现出复杂的结构；现在知道是在外面的二个环有突起的瘤，造成编织和纠结成团的幻觉，比较不亮的第三个环则在它们的内侧。 形成 土星环可能非常古老，日期可以追溯至土星本身的形成，有两种主要的土星环形成理论。一种理论是在19世纪提出的起源于洛希极限，认为环原本是土星的一颗卫星，因为轨道的衰减而落入洛希极限的范围内，因不够紧密而被潮汐力扯碎掉（参见洛希极限），这种理论又演变出卫星被小行星或彗星撞击而瓦解的学说。从这种理论延伸的变化是卫星被一颗大的彗星或小行星碰撞而瓦解。第二种理论认为环从未曾是卫星的一部分，而是从形成土星的原星云中直接形成的。 它似乎可能是由一颗比米玛斯大，直径大约300公里的卫星残骸组成的。这种碰撞最可能发生在大约40亿年前的后期重轰炸期。 冰屑的亮度和纯净被援引为土星环比土星年轻许多的证据，可能相差了一亿年，因为下降的尘土会导致环的亮度降低。但是新的研究显示B环所拥有的质量足以稀释下落的物质，因此可以避免因为太阳系的年龄造成实质上的光度变暗。环内的物质也许在碰撞中被瓦解后还能够回收再利用，这或许可以用来解释有些环中的物质明显的仍然处在很年轻的状态。 由拉瑞·艾斯波席托（ Larry Esposito）领导的卡西尼UVIS团队，利用掩蔽恒星的技术在F环内发现了13个直径从27米至10公里的天体。它们都是半透明的，因此认为它们是由直径数米的冰砾暂时聚集起来的。 艾斯波席托相信这是土星环的基本结构体，微粒聚集在一起，然后又因撞击而炸开来。 环内的细部和结构 土星环最密集的范围是被卡西尼缝（在1675年被卡西尼发现）分隔的A环和B环，在一起的是有部分愈卡西尼相似，在1850年发现的C环，这些构成了主环。主环是密集和包含比细小的尘埃环更大的颗粒，后者包含了向内一直延伸至土星云顶的D环，以及在主环系统外面的G和E环。"尘埃"这个字眼是用来描述散布在环内的小型微粒（通常只有微米的大小）；它们的化学组成像主环一样，几乎完全都是碎冰。狭窄的F环，就在A环外侧的边缘，很难分类，它的分布非常密集，但也包含很多尘埃大小的颗粒。 环的主要细节 名称 与土星的距离（至中心，单位为公里） 宽度（公里） 命名依据 D环 66 900–74 510 7 500 C环 74 658–92 000 17 500 B环 92 000–117 580 25 500 卡西尼缝 117 580–122 170 4 700 卡西尼 A环 122 170–136 775 14 600 洛希环缝 136 775–139 380 2 600 爱德华·洛希 F环 140 180 30–500 "杰纳斯/艾皮米修斯"环 149 000–154 000 5 000 杰纳斯和艾皮米修斯 G环 170 000–175 000 5 000 "美索尼"环弧 194 230 ? 美索尼 "安德列"环弧 197 665 ? 安德列 "帕勒涅"环 211 000–213 500 2 500 帕勒涅 E环 181 000–483 000 302 000 C环内的结构 名称 与土星中心的距离（公里） 宽度（公里） 命名依据 科伦坡缝 77 870 150 朱瑟贝·"Bepi"·科伦坡 泰坦小环 77 870 30 土星的卫星泰坦 马克士威缝 87 491 270 詹姆斯·克拉克·麦克斯韦 卡西尼缝的结构 名称 与土星中心的距离（公里） 宽度（公里） 命名依据 惠更斯缝 117 680 400 克里斯蒂安·惠更斯 A环内的结构 名称 与土星中心的距离（公里） 宽度（公里） 命名依据 恩克环缝 133 589 325 约翰·恩克 基勒环缝 136 530 35 詹姆斯·基勒 D环 D环是最侧的环，并且非常暗弱。在1980年，航海家1号侦测到在其中有个小环，分别标示为D73、D72和D68是最靠近土星并被分离出的小环。25年之后，卡西尼影像显示D72明显的变得更为微弱并且朝向土星移动了200公里。出现在C环和D73之间的缝隙是分离30公里波长的精细尺度结构。 C环 C环是在B环内侧很宽阔但暗淡的环，它在1850年被威廉和乔治·邦德发现的，可是威廉·R. 道斯和约翰·伽勒也独立看到。威廉·拉塞尔因为它比明亮的A环和B环黯淡而称他为"黑纱环"。 估计他的垂直厚度只有5米，质量大约是1.1 × 1018公斤，光深度在0.05至0.12之间变化。也就是说垂直通过环的光只有5%至12%会被圆环阻拦，因此从上或下看环时，它几乎是透明的。 科伦坡缝和泰坦小环 科伦坡缝在C环靠内侧的位置，缝隙中有着明亮和很窄的科伦坡小环，中心距离土星的中心77 883公里，这个环有些微的椭圆而不是正圆。这个小环因为受到泰坦轨道共振的约束，有时也被称为泰坦小环。在环的这个位置上，环上质点拱点进动的周期与泰坦的轨道周期刚好相同，因此这个偏心小环最外面的尾端总是指向着泰坦。 马克士威缝 马克士威缝在C环靠外侧的位置，它也拥有一个密集但不圆的马克士威小环。在许多细节上这个小环与天王星的ε环相似。在这两个环中间都有像波状的结构，在天王星ε环的波是由卡多利亚造成的，但迄2008年7月仍未在马克士威缝内或附近发现卫星。 B环 B环是所有环中最大、最亮与质量最多的。它的厚度估计在5～15米，质量在2.8 × 1019公斤，光深度的变化在0.4至2.5之间，意味着通过B环的光线有将近99%会被阻拦。B环在密度和光度上的许多变化，几乎都还没有获得合理的解释。B环都是同心圆，虽然其中有许多狭窄的小环，但B环不包含任何的缝隙。 轮辐 在1980年之前，土星环的结构完全都是使用万有引力来解释的。但航海家拍摄的影像中，呈现出B环上有被称为轮辐的辐射状特征，并无法被万有引力解释。因为它们持续的时间和自转周期与依照轨道力学的环不一致。这些轮辐在背景散射光下呈现黑暗，而在前景散射光下显得明亮。主要理论认为它们是微小的尘埃颗粒，受到主环上的静电排斥而悬浮在圆环平面上，因此它们的转动是与土星的磁层同步。但是，造成轮辐的确实机制仍然不清楚，虽然有人建议这些电子干扰可能来自土星大气层中释放的闪电或微流星体对土星环的冲击。 直到25年后轮辐才再度由卡西尼号太空船所观测。当卡西尼号在2004年初抵达土星时，并未观测到轮辐。有些科学家根据其模型推测，要到2007年才会看到轮辐，然而卡西尼号的影像小组仍持续搜寻，在2005年9月5日拍摄的图像中就看见了轮辐。 轮辐的出现似乎有季节性的变化现象，在土星的仲冬或仲夏时消失不见，当土星接近分点时又再度出现。建议轮辐也许是一种季节性的作用，随着29.7年的土星轨道变化，这也支持在卡西尼后几年的任务中，轮辐会渐渐的增加。 卡西尼缝 卡西尼缝介于A环和B环之间，宽达4,800公里（2,980英里），在1675年就被乔凡尼·卡西尼在巴黎天文台用折射望远镜所观测。从地球上看他只是土星环中薄薄的暗区，但是航海家发现环缝本身具有与C环相似的成分，从未照亮的一侧观察这个环缝也许会是明亮的，因为相对来说密度较低的材料会允许更多的光线穿过环的厚度。 卡西尼缝的内侧边缘受到强烈的轨道共振支配，在环缝这个位置上的微粒公转周期是米玛斯的两倍。周期的不同造成米玛斯持续拉扯环中粒子，扰动它们的轨道使它们堆积于此并导致环密度明显的变化。但是在卡西尼缝中还有许多小环和其中的空隙，仍然没有得到解释。 惠更斯缝 惠更斯缝位在卡西尼缝的内侧边缘，它包含一个在中间被命名为惠更斯小环的密集偏心环。这个小环展现出几何宽度和光深度随着方位角不规则的改变，这可能是与米玛斯的轨道有着2:1的共振，以及B环外缘的离心率对外缘造成的影响。另外还有一个狭窄的小环正好就位在惠更斯小环的外侧。 A环 A环是外层最大与最亮的环，它的内侧边界是卡西尼缝，而他明确的外缘边界与小卫星阿特拉斯的轨道非常靠近。A环在从外缘算起环宽度的22%处被恩克环缝中断。从外缘算起在宽度的2%有一个狭窄的基勒环缝。 A环的厚度估计在10米至30米，质量是6.2 × 1018公斤（大约是哈珮利恩的质量），它的光深度变化在0.4至1.0之间。 与B环相似，A环的外缘也受到轨道共振的维护，它是与杰纳斯和艾比米修斯有7:6的轨道共振。其他的轨道共振也在A环内激发出许多螺旋密度波（并且，程度较小，其他的环也有），并占有大多数的结构。这些波与描述星系旋臂波的物理是相同。螺旋弯曲的波浪，也出现在A环并且由同一种理论来描述，在环中是垂直的槽纹而不是压缩波。 恩克环缝 恩克环缝是在A环内宽325公里的缝隙，中心与土星中心的距离是133,590公里，它是由轨道在环内的小卫星潘造成的。来自卡西尼太空船的影像显示，至少有三个薄的，纠结在一起小环存在于缝隙内。在两侧可以看见螺旋密度波，这是与来自外部在附近的卫星对环的轨道共振造成的，而在环内潘的诱导下使这些螺旋格外的有活力。 这个环是詹姆斯·爱德华·基勒在1888年发现的，约翰·恩克本人并没有观测过这个环缝，它是用来荣耀他对环所做的观测。 因为完全在A环之内，因此恩克环缝是一个缝隙。在2008年国际天文联合会对此说明之前，gap和division在意义上有些模拟两可，而在此之前有时会将恩克环缝称为恩克裂缝。 基勒环缝 基勒环缝是宽42公里的缝隙，位于A环内距离外缘约250公里处，它是以天文学家詹姆斯·爱德华·基勒之名命名的。在2005年5月1日，在缝隙中发现使这个区域被净空的小卫星达佛涅斯，这颗卫星也导致缝隙边缘的波纹。 小卫星 在2006年，四颗小卫星在卡西尼号拍摄的A环影像内被发现。这些小卫星的直径只有数百米，因为太小而难以直接被看见。卡西尼号是看见这些小卫星引起如同推进器造成长达数公里的湍流才发现它们的，估计在A环内有数百颗这样的小天体。在2007年，又发现了8颗以上的小天体，它们制造出了长达3,000公里的扰流带，与土星中心的距离大约是130 000 公里。已经有超过150颗的推进器小卫星被侦测过。 洛希裂缝 分隔开A环和F环的区域被命名为洛希裂缝以尊崇法国物理学家爱德华·洛希。不要将洛希裂缝与洛希极限混淆了，后者是一种物理上的观念，叙述当一个大的物体过度接近行星（例如土星）时，会受到这颗行星潮汐力的拉扯而碎裂。横亘在主要环系统外侧的洛希裂缝，事实上非常接近洛希极限，这也是土星环内无法吸积生成卫星的原因。 如同卡西尼缝一样，洛希裂缝也不是完全空无一物，仍然有一些物质形成薄片状，其特性类似多灰尘的D、E和G环。卡西尼号的影像小组发现洛希裂缝中有两处尘土密度较高的区域，已经依据暂时命名为：R/2004 S 1，沿着阿特拉斯的轨道分布着；和R/2004 S 2，距离土星中心138,900公里的同心圆，紧邻在普罗米修斯的内侧。 F环 F环是土星最外面的独立环，并且可能是太阳系中最活跃的环系统，它的外观每小时都在改变。它位于A环外缘的3000公里之外。F环是在1979年被先锋11号的影像小组发现的，它非常细小，只有数百米宽，并且由两颗牧羊犬卫星 潘朵拉和普罗米修斯，分别在环的内侧和外侧轨道维系着它。 来自卡西尼探测的最新影像显示F环包含一个核心和螺旋的边缘环绕着它。它们也显示普罗米修斯在远土点会与环遭遇，而当这颗卫星的引力攫取环中的物质时，创造出环的纠结和节点，并在环的内部留下一条黑暗的渠道。由于普罗米修斯的速度较环为快，所以每次新形成的渠道都会较前一次的前面3.2度。 在2008年，进一步的物力论被查验出来，建议仍有许多未发现的小卫星由于普罗米修斯的引力摄动，持续不断的穿越F环狭窄的核心。其中一颗小卫星试探性的被辨认和命名为S/2004 S6。 外面的环 "杰瑞斯/艾比米修斯"环 有一个黯淡的环围绕着杰瑞斯和艾比米修斯轨道占据的附近区域，这是卡西尼号在2006年利用前景散射的影像所显露的。这个环在半径方向的宽度约5,000公里。它的微粒来自被陨石撞击的卫星表面，这些微粒散布在轨道的附近，然后形成一个散开的圆环。 G环 G环是非常薄与黯淡的环，位于F环的半途和E环开始之处，它的内侧边缘在米玛斯的内侧15,000公里处。它包含一段性质比较明亮的弧（类似海王星环的弧），大约占了圆环的六分之一，位置在与米玛斯6:7轨道共振之处。这段弧相信是由冰的微粒到直径数米的冰组成的，G环其余的成分还包括经由碰撞而散布在弧内的尘土。弧在半径方向的宽度约250公里，相较于G环6,000公里的宽度，这个弧被认为是一个直径数百米的小冰卫星在最近才被破坏后留下的残骸。由结实的大块颗粒被微陨石撞击后产生的尘埃会因为与土星磁场的交互作用而向外漂移（等离子体与磁场的转动同步，运动速度会高于G环的轨道速度），这些微粒由进一步的撞击不断的被侵蚀，和等离子体的阻尼而扩散开来。在数万年的岁月中圆环将逐渐失去质量，最后终将消失。 "美索尼"环弧 这个黯淡的环弧在2006年9月被侦测到，在经度上有大约10度与美索尼联系在一起，弧中的物质应该是来自美索尼被微流星体撞击后的抛出物。尘土存在的弧可归咎于和米玛斯14:15的轨道共振（类似于在G环内的禁闭机制），在相同共振的影响下，美索尼的位置会在经度5°的摆弧内在轨道内前后来回的振荡。 "安德列"环弧 这个黯淡的环弧在2007年6月被侦测到，在经度上大约有20度与安德列联系在一起。弧中的物质相信是安德列与微流星撞击后被敲击出来的，并因为与米玛斯有10:11的轨道共振而被禁制在此区域。受到相同的共振影响，安德列的位置会在经度14°的范围在轨道内前后来回的振荡。 "帕勒涅"环 有一个黯淡的尘埃环与帕勒涅共享轨道，这是在卡西尼号太空船2006年的前景散射影像中显示出来的。这个环在半径方向上的厚度约为2,500公里，来源是帕勒涅的表面受到陨石体撞击被剥离的微粒，然后散布在轨道的路径上形成圆环。 E环 E环是最外层的环，并且散布得非常宽广，开始于米玛斯的位置，结束的位置大约在丽亚的轨道附近。它是一个漫射的盘面，包含的成分主要是冰，还有硅酸盐、二氧化碳和氨。不同于其他的环，它是由微观的小颗粒而非宏观的大颗粒组成。在2005年，E环的物质来源被确认是冰火山的喷发物，是从卫星恩塞拉都斯南极地区的虎皮条纹发射出来的。 菲比环 2009年10月6日，宣布就在菲比的轨道平面内侧发现稀薄物质构成的盘状物。这是在盘状物以边缘对像地球时被发现的，可以算是一个松散的环。环虽然很大（视直径达到两个满月的大小），但从地球上几乎看不见，－它是由NASA使用红外线的史匹哲太空望远镜发现的。从观测上看见整个环的范围，从土星半径的128倍延伸至207倍，从计算上显示这个还可以向外延展至土星半径的300倍，向内则接近到59倍土星半径的土卫八；菲比绕行土星的轨道平均半径是土星半径的215倍。环的厚度约为土星直径的20倍。由于推测环中颗粒的来源是菲比受到撞击（微陨石体或较大的）产生的，它们应该都与菲比一样，共享逆行轨道，这是与内侧的另一颗卫星，Iapetus运行方向相反。这个环位于土星的轨道平面上，或是大约位于黄道上，因此对土星的赤道平面与其他的环倾斜27度。菲比对土星的轨道平面倾斜5度（因为是逆行轨道，通常会写成175度），其结果是，从环的平面观察，菲比环的上下厚度足足是土星半径的40倍。 在1970年代，史蒂文·索特就提出环存在的论述。此次环是由维吉尼亚大学的安妮·沃和迈克尔·F.·斯科鲁特斯恺、马里兰大学派克学院的道格拉斯·P.·汉密尔顿，和在康奈尔大学的研究生一起发现的。 环的物质将因太阳辐射的再发射向内迁移，并且会撞上土卫八的领先半球。这种物质的侵入会导致土卫八领先半球的颜色轻微变暗和偏红（类似于天王星的卫星Titania和Oberon），但不会直接创造出如同土卫八戏剧性的两种色调。更明确的说，侵入的物质启动了正回授的自我隔离程序使冰从温暖的地区升华，随后蒸汽在较冷的地区凝结。这将使覆盖在领先半球赤道上的残留物质大部分是较暗的物质，与附盖在极区和淤积在落后半球赤道上明亮的冰形成鲜明的对比。 可能围绕丽亚的环系统 土星第二大的卫星丽亚可能有一个自己的稀薄环系统，在包含固体微粒的盘面中可能有三条狭窄的环带。目前还没有这个环系统的影像，但是从卡西尼号在2005年11月的观测在丽亚附近的土星磁气层中有高能量的电子，是推断出它们存在的依据。磁气层影像仪（MMI）在强度逐渐变化的模式中，在卫星的两侧都观测到三次几乎对称的暴跌间断。这可以解释为在赤道平面的盘面上有固体物质密集的圆环或弧存在，颗粒的大小或许从几公分至数米都有。但是，并非所有的科学家都认同观测的现象是由环系统造成的。 天王星环天王星环是由直径小于10米的黑暗颗粒物质组成的暗淡环系统，是继土星环之后，在太阳系内第二个被人类发现的行星环系统。已知的13个清晰的环中，最亮的是ε环。 发现 威廉·赫歇耳声称他曾经在1789年看见天王星环，并指出该环是红色的。但是，人们怀疑赫歇耳发现天王星环一事的真确性，全因在随后的两个世纪没有一个观测者曾经注意到环的存在。尽管如此，部分天文学家透过使用凯克天文台望远镜观察，声称他们能够确定了赫歇耳至少发现了ν环。 环确实的发现日期是1977年3月10日，其发现者是使用柯伊伯机载天文台观测的詹姆斯·勒德洛·埃利奥特、爱德华·W·邓纳姆和杰西卡·明基。这个发现是很意外的，他们原本的计划是观测天王星掩蔽SAO 158687以研究天王星的大气层。然而，当他们分析观测的资料时，他们发现在行星掩蔽的前后，这颗恒星都曾经短暂的消失了五次。他们认为，天王星必须有个环系统围绕着行星才能解释这个现象。他们便因此发现了天王星的5个环，并将它们命名为α、β、γ、δ和ε。稍后，它们又发现了4道较暗的环，其中一个位于β环和γ环之间，而其他三个则位于α环内。使环的数量增加为9圈。位于β环和γ环之间的环被命名为η，而其余三个环则被命名为4、5和6。天王星环是人类在太阳系中发现的第二个行星环，仅次于土星环。 天王星环于1986年正式被太空船旅行者2号拍摄。天文学家们在照片中又找到了两个更薄弱的环，令到环的数量增加为11圈。哈勃太空望远镜于2003年及2005年先后发现了两个环，令到环的数量增加为13圈。这些外圈的发现令到天王星环系统的半径增加了一倍。哈勃还同时拍摄了两颗未被发现的天王星小卫星。 一般特性 天王星共有13个环。从内至外，它们是：1986U2R/ζ、6、5、4、α、β、η、γ、δ、λ、ε、ν和μ。它们可以被分成三组：9个为狭窄主环（6、5、4、α、β、η、γ、δ、ε），2个为多尘环（1986U2R/ζ、λ），以及两个为外环（μ、ν）。天王星的环主要是由微粒和尘埃组成，例如1986U2R/ζ环、η环、δ环、λ环、ν环和μ环均包含尘埃。在这些环之间，可能存在着无数的薄灰尘环。这些微薄环和尘埃带可能只是多个暂时存在的环弧。旅行者2号是透过正向散射拍摄大部分的灰尘带。 天王星环大多是由极暗的物料组成。天王星环的几何反照率不会超过5–6%，而球面反照率更低：低于2%。当环的相位角趋向零时，其球面反照率就会增加。这意味着他们的反照率其实还要低得多。这些环并不可能像土星环般，由纯冰组成，因为它们太暗了，比天王星内卫星还要暗。这显示天王星环可能是由冰和深色材料的混合物组成，类似于内卫星的物料。 外环系统 在2005年12月，哈伯太空望远镜侦测到一对早先未曾发现的圆环，现在称为外环系统，使天王星环已知的数量增加到13圈。最外面的环称为μ环，是较明亮的η环距离的两倍远。哈伯同时也发现了两颗新的小卫星，其中的天卫二十六还与最外面的μ环共享轨道，并且被炸出来的表面物质可能是环的原料来源。 在2006年4月，凯克天文台 公布的新环影像中，最外环的一圈是蓝色的，另一圈则是红色的。 关于外环颜色是蓝色的一个假说是，它由来自天卫二十六的细小冰微粒组成，因此能散射足够多的蓝光。天王星的内环看起来是呈灰色的。 起源 天王星环是相当年轻的，在圆环之间的空隙和混浊度上的差异显示它们不是与天王星同时形成的。在环中的物质可能是一次高速的撞击或是潮汐力扯碎卫星一部分形成的碎片。 赫协尔的观测 部分天文学家认为威廉·赫歇耳是首个发现天王星环的人。认为威廉·赫歇耳在18世纪就观察到天王星环的理由，首先来自于他的观测记录。该记录详述了于1789年2月22日对天王星的观测，并包括以下的段落：“可能有一个环”。 赫歇耳在一张小图上画出了一个圆环，并且注明“有点倾向是红色”。而夏威夷的凯克望远镜则证实了这样的描述是真实的。赫歇耳的笔记在1797年被皇家学会印制出版，但是在1797至1977年将近二个世纪的时间，天王星环很少，甚至是根本未曾被提及。这让部分天文学家怀疑为什么只有赫歇耳发现了天王星环，而之后其他的数百位天文学家却完全没有发现。另外，即使赫歇耳给了天王星环与天王星大小的正确关系，天王星在太阳附近的移动也可能改变了环和他的颜色。 列表 这是天王星的行星环系统摘要总表： 天王星环总表 环名 半径（公里） 宽度（公里） 等深度（公里） 厚度（米） 倾斜角（°） 注释 ζcc 26 840–34 890 8 000 0.8 ? ? ζc环的向内延伸体 ζc 32 000–37 850 3 500 0.6 ? ? ζ环的向内延伸体 1986U2R 37 000–39 500 2 500 ? ? ? 黯淡的尘埃环 ζ 37 850–41 350 3 500 1 ? ? 6 41 837 1.6–2.2 0.41 ? 0.062 5 42 234 1.9–4.9 0.91 ? 0.054 4 42 570 2.4–4.4 0.71 ? 0.032 α 44 718 4.8–10.0 3.39 ? 0.015 β 45 661 6.1–11.4 2.14 ? 0.005 η 47 175 1.9–2.7 0.42 ? 0.001 ηc 47 176 40 0.85 ? 0.001 η环的向外部分 γ 47 627 3.6–4.7 3.3 150? 0.002 δc 48 300 10–12 0.3 ? 0.001 δ环的向内部分 δ 48 300 4.1–6.1 2.2 ? 0.001 λ 50 023 1–2 0.2 ? 0? 黯淡的尘埃环 ε 51 149 19.7–96.4 47 150? 0 其牧羊人卫星为天卫六和天卫七 ν 66 100–69 900 3 800 0.012 ? ? 位于天卫十二和天卫十三之间，亮度顶峰处位于67300公里 μ 86 000–103 000 17 000 0.14 ? ? 与天卫二十六相近，亮度顶峰位于97700公里 海王星环海王星环总共包含5个主要的行星环，且它们最早是由天文学家帕特里斯·布歇、莱因霍尔德·哈夫纳和让·曼弗雷德于1984年在智利拉西拉天文台发现的。而这些环的第一张照片则是于1989年由旅行者2号飞船拍摄的。十分微弱，由尘土构成，很像木星环或天王星环，但要比木星环纤细得多。这5个环后来分别以对发现海王星作出重大贡献的5个人命名。他们分别是约翰·格弗里恩·伽勒、奥本·勒维耶、威廉·拉塞尔、弗朗索瓦·阿拉戈和约翰·柯西·亚当斯。 海王星环的组成物质非常黑暗，类似于天王星环。环里的灰尘比例较高，且其光学深度较低，小于0.1。亚当斯环分为五个环弧，又逆时针方向分别被命名为博爱，平等1和平等2，自由，和勇气。弧占据范围狭窄，轨道经度非常稳定。环弧如何保持稳定仍在进行辩论。 发现 威廉·拉塞尔于1846年首次提及了围绕海王星的环。天文学家在1968年通过恒星掩星首次观测到天王星环，但是遭到忽视。天王星环直到1977年时才被发现。天王星环发现后不久，维拉诺瓦大学哈罗德学者Reitsema团队开始寻找围绕海王星环。他们在1981年5月24日观测海王星的一次掩星，然而没有发现任何环带。 海王星在1983年9月12日出现另一次掩星，但是地面观测结果无法确定。旅行者2号在1989年飞越海王星时确认海王星环存在。 最亮的环（亚当斯环和勒威耶环）已经被哈勃太空望远镜和地面望远镜拍摄，但昏暗的环仍然远远低于能见度门槛。 特征 海王星拥有五个不同的环，从内向外依次是：伽勒环、勒威耶环、拉塞尔环、阿拉戈环和亚当斯环。勒威耶环和伽勒环之间也许还存在更暗弱的延伸。海王星的另三个环很窄，宽度约100公里或100公里以下，与此相反，宽广的伽勒环和拉塞尔环宽度为2000至5000公里。亚当斯环拥有五个明亮的环弧，按逆时针数分别是：博爱、平等1、平等2 、自由和勇气。“博爱、平等、自由”是法国大革命的口号。 海王星环包含了大量细小的灰尘：灰尘占环横截面面积的20%-70%。它们类似木星环，灰尘量50-100%，但土星环和天王星环，它们含有的尘埃很少（小于0.1%）。海王星环的粒子是黑暗物质；可能是冰与有机物的混合物。整体而言，海王星环类似于木星环；两个环系统都由微弱、狭隘、广泛的尘埃环组成。 海王星的环和天王星一样，被认为是比较年轻的。这些环的年龄很可能大大地低于它们自己的年龄。另外，像天王星一样，海王星的环可能是由于一个小卫星碎裂而产生。 伽勒环 伽勒环是海王星最内侧的环，它大约2000公里宽，距海王星约41,000-43,000公里。这环里的尘埃估计比例为40%-70%。 勒威耶环 勒威耶环的轨道半径约为53,200公里，但它是狭窄的，宽度约113公里，尘埃比例为40%-70%。而它是海王星的环里很亮的环。海王星的小卫星海卫五，其轨道半径约为52,526公里，因此能够发挥自己的作用，成为勒威耶环的牧羊犬卫星。 拉塞尔环 拉塞尔环是海王星的最宽广的环，其轨道半径约为57,200公里。这是一个微弱的环，尘埃比例约是20%-40%。与勒威耶环和阿拉戈环挨得很紧。 阿拉戈环 阿拉戈环很窄，很暗，但比拉塞尔环亮多了。然而，许多出版物并没有提及阿拉戈环的存在。 亚当斯环 外侧的亚当斯环轨道半径约为63,930公里，是最有名的和最值得研究的海王星环。这个环是狭窄的，稍有偏心和倾斜，总宽度约为35公里。环的尘埃比例是在20%-40%。海王星的小卫星海卫六，它的轨道在亚当斯环内，是一个牧羊犬卫星，通过42:43的轨道共振使亚当斯环稳定。 环弧 亚当斯环最亮的部分是环弧。弧是离散区域内的环，其中的粒子神秘聚集在一起。亚当斯环已知包括五个短弧，博爱、平等1、平等2、自由和勇气，最亮最长的弧是博爱，而最暗的则是勇气。亚当斯环的弧有些类似土星G环的弧。弧的结构相当稳定，但一些变化已经被注意到。自1986年以来，弧的整体亮度下降。勇气弧向前跃升了294°，而自由弧在2003年几乎已经消失了。博爱和平等（1和2）弧表现出相对亮度的不规则变化。 性质 环 半径（公里） 宽度（公里） 当量深度（公里） 正常光学厚度 灰尘比例(％) 偏心率 斜度(°) 注释 伽勒环（N42） 40,900–42,900 2,000 0.15 ~ 10−4 40–70 ? ? 广阔暗淡的环 勒威耶环（N53） 53,200±20 113 0.7±0.2 6.2±1.5×10–3 40–70 ? ? 狭窄的环 拉塞尔环 53,200–57,200 4,000 0.4 ~ 10−4 20–40 ? ? 拉塞尔环是从阿拉戈环延伸出来的一个薄弱的环 阿拉戈环 57,200 <100 ? ? ? ? ? 亚当斯环（N63） 62,932±2 15–50 0.4 0.011±0.003 20–40 4.7±0.2×10–4 0.0617 ± 0.0043 有五个明亮的环弧 1.25–2.15（环弧） 0.03–0.09（环弧） 40–70（环弧） 丽亚环土星的卫星丽亚（土卫五）可能有一个稀疏的环系统，包含有三条狭窄、相对来说是密集微粒组成的盘面。此一发现公布在2008年3月6日的《科学杂志》，这可能是被发现的第一个环绕着卫星的环系统。 在2005年的11月，卡西尼轨道船发现土星的磁气层在丽亚附近有高能量的电子。根据发现的团队说明，最好的解释模式是假设电子被固体的物体吸附在它赤道的盘面上，这些可以包含密集的圆环或弧，而微粒的直径可以从几公分至接近1米。 检测 航海家1号在1980年也观察到在丽亚的附近的土星磁气层有被困住的高能电子扩散著。这些资料是在比卡西尼太空船更远的距离上测量的。 在2005年11月6日，卡西尼首度瞄准丽亚执行它的飞越任务。它以不到500公里的距离飞越丽亚的表面，顺着土星的磁场行进，观察到等离子比在其它卫星，像是狄俄涅和忒堤斯的附近活跃。在那些情况下，当卡西尼进入卫星的阴影中时，等离子的高能量电子突然被切断了（卫星本身阻挡住了磁气层流向卡西尼的等离子）。然而，在丽亚的情形是，等离子中的电子在8倍的距离外开始逐渐下降，并且逐渐下降直到卡西尼进入丽亚的等离子阴影之际发生预期的暴跌。这个延伸的距离相当于丽亚的希尔球，是丽亚半径的7.7倍，在这个范围内的轨道是由丽亚的重力主导而非土星的重力。在卡西尼脱离丽亚的等离子阴影过程中，整个变化反过来进行：高能量的电子突然明显的涌现，然后在希尔球的半径内逐渐的增加。 这些读数类似于恩克拉多斯的虎皮条纹吸收了等离子的电子。但是，在丽亚的情况下，吸收的模式是对称的。 另一方面，磁气层影像仪（MIMI）观察到这种柔和的梯度在卫星两侧等离子流各有三次明显的暴跌，而且模式也几乎是对称的。 在2007年8月，卡西尼再一次穿越丽亚的等离子阴影，但是远离了顺流，得到的读数与航海家1号的相似。 目前没有影像或直接观测吸收等离子物质的想法，而且可能的候选者也很难直接的查出来。未来将会安排在卡西尼延伸任务的首要观测项目中，飞越目标的时程已安排在2010年3月2日。 说明 卡西尼飞越时的弹射使磁层的解读遭遇困难。 磁气层的等离子吸收体最明显的候选人是中性氢和尘埃，但是解释上所需要的数量远高于卡西尼所能观测到的损耗。因此，发现者，卡西尼MIMI小组的领导人Geraint Jones争辩说，这些损耗必然是由围绕着丽亚的固体微粒造成的： 对电子分析的数据显示造成遮蔽的物质很可能是接近丽亚赤道平面的低光深度盘，盘中物体的直径上限大约在1米。 对有着对称标志的等离子流最简单的解释就是有延伸成弧或圆环的物质在丽亚的赤道平面上环绕着。这些相对称的垂直度有一些地方与1977年发现天王星环的方法相似。在绝对的对称上的轻微偏差也许可以归结于"地区性磁场的轻微倾斜"或"等离子流的共同偏差"，而不是环的非对称性，而环可能是圆形的。 丽亚可能的环 环 轨道半径（公里） 盘 < 5900 1 ≈ 1615 2 ≈ 1800 3 ≈ 2020 不是所有的科学家都被说服而认同是由圆环系统造成的。在影像上未能看见环，被认为是尘埃的颗粒非常小的缘故。而且，预期有可能观测到由冰砾构成的圆环影像。 历史 模拟的结果认为，以天文学的时间尺度，固体的微粒是可以在丽亚的赤道平面上稳定的环绕着，但是狄俄涅和忒堤斯因为太靠近土星，使得它们的希尔球太小，就无法稳定下来了；在泰坦则是因为有浓厚的大气层阻尼。 对于环的起源也有几种看法。撞击可能将物质抛入轨道；最近的一次可能发生在7,000万年前。当捕获丽亚时，可能扰乱了一些小天体的轨道。无论是那一种情况，残骸最终都将进入赤道上安定的圆轨道。假使轨道可以有长期的稳定性，丽亚本身是可以让它们生成并存在的。 从分散到稳定，必然会有一些限制。这些建议包括盘内的小卫星和材料丛集，相似于土星的A环。 女凯龙星环女凯龙星环是围绕直径约250千米的半人马小行星女凯龙星（小行星10199）的环系统，包含两道狭窄但密集的环，宽度分别为6到7千米和2到4千米，相距9千米。女凯龙星环距离女凯龙星几何中心400千米，约月球和地球距离的千分之一。它们是被欧洲南方天文台设于巴西、阿根廷和智利的天文台群在2013年6月3日的一次恒星掩星事件中发现，并于2014年3月26日公布。使女凯龙星成为唯一已知有环的小行星，并且是太阳系第五个被发现的环系统和太阳系目前拥有环的天体中体积最小者。 女凯龙星环的发现是一项出乎科学家意料的发现，因为一般认为只有在质量更大许多的天体才会有稳定的环系统。在这之前无论是以直接摄影或掩星都没有发现小行星的环系统。目前仍不知道女凯龙星能维持环系统长期存在的原因，但小型牧羊犬卫星的存在可以限制环系统的范围。发现的小组昵称这两道环是“Oiapoque”和“Chuí”，分别是巴西北部和南部靠着海边的河流，稍后会向IAU提交正式的名称。 发现 女凯龙星是土星和天王星之间已确认的半人马小行星中体积最大的。在发现星环前天文学家即预测在南美洲将可在2013年6月3日观测它从天蝎座内亮度 R=12.4 的恒星 UCAC4 248-108672 前方通过的掩星现象。 在位于阿根廷、巴西、智利和乌拉圭共13座望远镜的协力观测之下，在位于里约热内卢巴西国家天文台任职的博士后研究员费利佩·布拉加·里巴斯（Felipe Braga Ribas）为首的共66位来自12国34个研究机构的天文学家因此得以观测该次掩星。并且在恒星消失在女凯龙星后方时观测到了星环存在的现象。在拉西拉天文台的口径1.54米丹麦望远镜因为使用了拍摄速度远高于其他望远镜（频率10 Hz）的幸运成像技术，成为该次掩星观测中唯一能解析出个别星环影像的望远镜。 在该次掩星事件中，女凯龙星的亮度变化从14.7等（恒星与女凯龙星）到18.5等（只有女凯龙星），并且持续时间最长19.2秒。这3.8等的差异代表最亮时是最暗时亮度的32.5倍。主要的掩星事件伴随了4个在亮度光变曲线上可见的小幅度亮度下降，并且在女凯龙星遮蔽恒星前7秒和后7秒时各发生2次。这些次要的掩星事件代表有物体部分遮蔽了恒星 UCAC4 248-108672 的光线。这些次要掩星事件发生时间间隔对称，并且在多个天文台被多次观测，因此除了可以得知该物体的形状与体积以外，还能得知它的厚度、方向与环平面位置。根据数个次要掩星的观测，天文学家相对地一致认定是星环，排除了类似彗星的物体喷发等其他解释。 起源 女凯龙星环的形成仍未知，但可能是来自女凯龙星受到撞击、或原先存在的多颗卫星之间撞击、或原先存在的逆形轨道卫星被女凯龙星潮汐力粉碎等原因产生的岩屑盘碎片，或是彗星活动或自转受干扰而喷发到女凯龙星表面的物质组成。如果环是因为天体和女凯龙星的撞击而形成，撞击体必须是以低速和女凯龙星相撞，否则撞击产生的物体将会被喷到女凯龙星的希尔球范围之外。 在外太阳系的天体撞击速度通常是约1 km/s（相较之下，女凯龙星表面的逃逸速度约为0.1 km/s），甚至比柯伊伯带内动力活跃前的撞击速度低。这项事实支持女凯龙星的环可能形成于女凯龙星在柯伊伯带时，而女凯龙星距今1000万年内才从柯伊伯带迁移到目前的轨道。在小行星带内的天体撞击速度更高（约5 km/s），也许可以解释小行星带内天体至今尚未发现有星环存在的原因。星环内物质之间的碰撞可能会使星环宽度大幅增加，并且坡印亭-罗伯逊效应会导致环内物质在数百年内将落入所环绕的中央天体，要维持星环的稳定存在必须要有一个环内物质的活跃来源，或者是被小天体（千米尺度）或尚未被发现的牧羊犬卫星约束著。因为女凯龙星环和女凯龙星本体的径向分离程度极小，至今仍难以在地球上直接观测到牧羊犬卫星。 特性 环的方向被认为在2008年是以侧面朝向着地球。这可能解释了在1997至2008年之间的光度下降1.75倍的原因，以及在这段期间从环表面光谱中逐渐消失的水冰和其他物质。2008到2013年这个环系统的亮度增为先前的1.5倍，并且红外线波段中的水的谱线重新出现。这暗示环中至少有一些部分物质是由水冰组成。一个由水冰组成的环密度也和女凯龙星的洛希极限内被分裂物体的预期密度一致。 女凯龙星环 临时的名称 昵称 轨道半径（千米） 宽度（千米） 光深度 表面密度（gm/cm2） 环之间缝宽（千米） 径向分离（千米） 2013C1R Oiapoque 390.6±3.3 6.16±0.11至7.17±0.14 0.4 30–100 8.7±0.4 14.2±0.2 2013C2R Chuí 404.8±3.3 3.4+1.3-2.0至3.6+1.1-1.4 0.06 ? 2013C1R（Oiapoque） C1R的等效深度（基于环的可视几何建立的与环内物质含量相关的参数）在观测期间有21%的变化。在天王星环掩星的观测中，同样是狭窄的环，也有相似的不对称；这可能是因为共振造成星环的宽度和光深度变化。C1R的柱密度推测是30到100 g/cm2，代表相当于一个直径2千米，以水冰组成的物体。 2013C2R（Chuí） C2R的宽度是较亮环的一半，并且在其外侧，轨道半径404.8千米。它的光深度为0.06，因此较另一个环模糊。它的质量大约是 C1R 的十二分之一，约相等于一个直径约1千米的水冰组成物体。 发现过程中使用的望远镜 观测到女凯龙星掩星的望远镜包含了拉西拉天文台的丹麦望远镜和TRAPPIST望远镜、托洛洛山美洲际天文台的PROMPT望远镜、帕穹山上巴西的南方天文物理研究望远镜（SOAR）、里翁西多综合天文台的口径0.45米南半球天文摄影望远镜（ASH Telescope）、巴西蓬塔格罗萨州立大学天文台、位于伊瓜苏的 Polo Astronomical Pole Casimiro Montenegro Filho、智利天主教大学天文台和数个阿根廷国立科尔多瓦大学设于博斯克阿莱格里天文台（Estacion Astrofisica de Bosque Alegre）的望远镜。未能观测到星环存在的天文台则有阿根廷圣罗莎的 El Catalejo 天文台、智利圣佩德罗德阿塔卡马的口径20英寸平面波望远镜（探照灯观测网的一部分）和乌拉圭洛斯莫利诺斯天文台的仪器 OALM。其他参与单位则有位于巴西里约热内卢的巴西国家天文台、里约热内卢联邦大学的瓦隆古天文台、巴拉那州西部巴拉那州立大学天文台、米纳斯吉拉斯Pico dos Dias天文台、圣保罗州瓜拉廷格塔圣保罗州立大学。 鸟神星 鸟神星（英语：Makemake/Maha-Maha，发音为：/ˌmɑːkiːˈmɑːkiː/ MAH-kee-MAH-kee或/ˌmɑːkeɪˈmɑːkeɪ/ MAH-kay-MAH-kay），正式名称为 (136472) Makemake，是太阳系内已知的第二大矮行星，亦是经典柯伊伯带天体中最大的两颗之一。鸟神星的直径大约是冥王星的四分之三。鸟神星有一颗卫星。鸟神星的平均温度极低（约30 K（−243.2 °C）），这意味着它的表面覆盖着甲烷与乙烷，并可能还存在固态氮。 最初被称为2005 FY9的鸟神星（后来被编号为136472），是由迈克尔·E·布朗领导的团队在2005年3月31日发现的；2005年7月29日，他们公布了该次发现。2008年6月11日，国际天文联合会将鸟神星列入类冥天体的候选者名单内。类冥天体是海王星轨道外的矮行星的专属分类，当时只有冥王星和阋神星属于这个分类。2008年7月，鸟神星正式被列为类冥天体。 发现 迈克尔·布朗领导的团队在2005年3月31日发现了鸟神星，并在2005年7月19日将此发现与阋神星的发现一同公布，但比妊神星的公布晚了两天。 虽然鸟神星的相对亮度较高（约有冥王星的五分之一亮），但人们长久以来都没有发现它，而事实上连许多更暗的柯伊伯带天体都已被发现了。这是因为多数搜寻小行星的活动都是紧邻着黄道（从地球上观察，太阳、月球和众多行星所处的平面）进行的，毕竟在黄道附近发现小行星的几率最高。因此，在早期的观测中，人们并没有发现鸟神星，这大概得归咎于它的高轨道倾角，以及它被发现时的位置：当时它正位于北天后发座，处于离黄道最远的地方。 1930年前后，在克莱德·汤博对外海王星星体的搜寻中，除冥王星外，鸟神星是唯一一颗其亮度足以让汤博观测到的矮行星。在汤博观测的那段时间里，鸟神星距黄道只有几度，靠近金牛座和御夫座的交界处，视星等约为16.0等。很不幸的是，这一位置也相当靠近银河，汤博几乎不可能从密布恒星的背景中找出鸟神星来。发现冥王星后，汤博在多年里仍在孜孜不倦地搜寻行星，但他终未发现鸟神星或任何其他的外海王星天体。 命名 在鸟神星的发现被公之于众时，它曾使用过2005 FY9的暂定名称。而在此之前，发现的团队还曾使用“复活兔”作为该天体的代称，因为它是在复活节过后不久被发现的。 2008年7月，为了与国际天文联合会（IAU）对经典柯伊伯带天体命名的规则相一致，2005 FY9被以创造之神马奇马奇的名字来命名。马奇马奇是复活节岛拉帕努伊族原住民神话中的人类创造者与生殖之神，选择这一名称的部分原因是要保留该天体同复活节之间的关联。 轨道与分类 截至2009年，鸟神星距离太阳52天文单位（7.78×109千米）；几乎是在它轨道上离太阳最远的地方。鸟神星的轨道与妊神星非常相似：高达29°的轨道倾角和约0.16的中度离心率。然而，鸟神星的轨道在半长轴与近日点处都要离太阳稍微远一些。它的轨道周期大约是310年，比冥王星的248年与妊神星的283年都要长。鸟神星与妊神星现在的位置都远离黄道——角距大约为29°。鸟神星将在2033年经过远日点，而妊神星已在1992年初经过远日点。 鸟神星在分类上属于传统的柯伊伯带天体，意即它的轨道因远离海王星而能长期保持稳定。不同于会穿越海王星轨道的冥族小天体，传统柯伊伯带天体已经摆脱了海王星的轨道扰动；这是因为冥族小天体与海王星之间存在2:3的轨道共振，而传统天体在近日点处都比海王星远离太阳。传统柯伊伯带天体的相对离心率较低（e低于0.2），因此像行星一样的绕着太阳运转。然而，鸟神星在此一族群中仍称得上是一名“另类”，因为它相较于其他经典柯伊伯带天体有着较大的轨道倾角。鸟神星与海王星之间可能存在着11:6的轨道共振，但需进一步的天文观测资料来加以验证。 2006年8月24日，国际天文联合会（IAU）公布了对行星的新定义，其中将环绕太阳运行的天体明确地分为三类：“太阳系小天体”的质量小到不足以依靠自身引力形成球形表面；“矮行星”虽有足够质量以形成球形，但仍不能清除其轨道上相似大小的天体；“行星”则不仅有足够质量形成球形，且能清除其轨道上相似大小的天体。在此分类下，冥王星、阋神星和谷神星被重新分类为矮行星。 2008年6月11日，在原有行星分类的基础上，为了专门给海王星轨道外发现的矮行星进行分类，IAU进一步增加了类冥天体这一矮行星子分类。阋神星和冥王星属之，但谷神星却不是。一颗未知是否达到流体静力学平衡的天体，如要能被IAU归类为类冥天体，则必须具有较高的亮度，其绝对星等必须小于或等于+1，这意味着只有鸟神星与妊神星可能符合这个资格。2008年7月11日，IAU/USGS的行星命名工作小组将鸟神星列入类冥天体，使它成为官方认定的矮行星，也是继冥王星和阋神星之后的第三颗类冥天体。 物理特征 亮度、大小和自转 目前，鸟神星是继冥王星之后第二亮的柯伊伯带天体，在3月于后发座冲的时候视星等约为16.7等。这种亮度使用一门业余的高档望远镜就可以观测到。鸟神星的反照率高达80%左右，由此估计其表面温度约为30 K。鸟神星的精确大小还不是十分清楚，但依据斯皮策空间望远镜的红外观测数据以及与冥王星相似的光谱，可得出的直径估计值约为1,500+400−200 km。这个数值比妊神星略大，使鸟神星成为继阋神星和冥王星后的已知第三大外海王星天体。鸟神星现在已成为太阳系的第四颗矮行星，因为它在可见光波段的绝对星等已达-0.48等；这实际上确保了它拥有足够大的质量来达到流体静力学平衡并成为椭球体。 截至2008年7月，鸟神星的自转周期依然是未知的，因为尚未观测到可辨识的光度变化。这其中有两种可能的原因：其一是鸟神星寒冷的大气将各处地表塑造得极为相似，其二是鸟神星可能是以极地对着地球的。如果是后一种情况，那么可以预料，鸟神星的地貌将极不对称：当前可见的夏季半球要比冬季半球稳定得多。 光谱 在2006年写给《天文和天文物理》期刊的快报中，利坎德罗（Licandro）等人报告了对鸟神星可见光与近红外光谱的观测结果。他们使用了威廉·赫歇耳望远镜与伽利略望远镜进行了观测，得出了鸟神星地表类似于冥王星的结论。类似于冥王星，鸟神星在可见光谱中呈现红色，但要远浅于阋神星地表的红色（参见外海王星天体的颜色比较）。近红外光谱显示有甲烷（CH4）吸收频带的存在。此前亦在冥王星与阋神星上观测到有甲烷存在，但后两者的光谱特征要明显弱于鸟神星。 光谱分析显示，鸟神星表面存在有直径大于一公分的大颗粒甲烷晶体。除此之外，鸟神星表面还可能存在着大量的乙烷与托林物质，这些物质极有可能是甲烷受太阳辐射后光解的产物。托林物质可能是鸟神星可见光谱呈红色的原因。尽管有证据表明，鸟神星表面存在着可能与其他冰质混合的氮冰，但它却没有达到冥王星与海卫一外壳含氮98%的水平。其中的原因，可能是氮物质在太阳系早期因不明原因被消耗了。 大气 甲烷与可能存在的氮意味着鸟神星上可以短暂地存在大气，这一现象与冥王星靠近其近日点时相似。如果鸟神星存在氮物质，那么氮气将成为鸟神星大气中的主要物质。大气的存在也为氮的流失提供一种合理解释：由于鸟神星的引力弱于冥王星、阋神星与海卫一，鸟神星可能会因为大气逃逸作用而损失大量的氮；而甲烷虽轻于氮，但在鸟神星表面处于常温（30－35 K）时，甲烷的蒸汽压却会明显低于氮气，这会抑制甲烷的逃逸；此过程的结果便是让甲烷的相对含量不断升高。 最新研究发现，鸟神星上没有大气。安达鲁西亚天体物理学研究所的约瑟-奥尔蒂斯博士表示：“鸟神星在一颗恒星前经过时把它挡住，于是看上去这颗红星就好像一下子消失了，然后又非常突然地出现，而不是逐渐消失然后渐渐变亮。这意味着这颗矮行星没有明显的大气。鸟神星被认为有一个很好的机会进化出大气来。从我们对精选出来的冰冷矮行星所进行的研究来看，第一次了解鸟神星的特性是非常重要的一步。” 卫星 在发现之初，研究人员未能发现鸟神星的卫星。但同时其他较大的外海王星天体都至少拥有一颗卫星：阋神星有一颗，妊神星有两颗，而冥王星更有五颗。预测大约有10%－20%的外海王星天体有一颗或更多的卫星。由于卫星能为质量测定提供一种简单的方法，缺少卫星会令人们更加难以测定鸟神星的准确质量。 2016年4月26日，美国研究人员宣布发现鸟神星的唯一卫星S/2015 (136472) 1。2015年4月，研究人员用哈勃望远镜第三代广域照相机观测到鸟神星附近有一亮点，经过数据分析之后，在2016年正式宣布这一发现。距离鸟神星约13,000英里（21,000千米），估计直径为100英里（160千米），其轨道形状尚不明确，亮度约为鸟神星的1/1300，形成原因仍有待进一步研究。这一发现证实鸟神星与冥王星的相似度高于之前的预期，研究人员可以因此了解鸟神星的密度等更多细节。 |
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