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天衛四(奧伯龍,Oberon)是距離天王星最遠的大衛星,其體積和質量在天王星所有衛星中均位列次席,同時也是太陽系中質量第九大的衛星。1787年,威廉·赫歇爾首次觀測到該衛星。奧伯龍之名來自於莎士比亞戲劇《仲夏夜之夢》中的角色。該衛星的部分軌道位於天王星的磁圈之外。

1數據簡介

天體軌道資料
【長半軸】 583520公里
【離心率】 0.0014
【公轉周期】 13.463234天
【軌道傾角】 0.058°(與天王星赤道夾角)
【所屬行星 】天王星

天體物理性質資料

平均半徑
762 ± 4 公里
(地球的0.1194倍)
表面積
7 285 000 平方公里
體積
1.849×10 立方公里
質量
3.014 ± 0.075×1021 千克
(地球的5.046××10-4倍)
平均密度
1.63 ± 0.05g/cm
赤道表面重力
0.348m/s2
逃逸速度
0.726 km/s
自轉周期
同步自轉(預測)
反照率
0.31 (幾何反照率),
0.14 (球體反照率)
表面溫度
大約61K
視星等
13.9
[1-2]

2發現與命名

1787年1月11日,威廉·赫歇爾首次觀測到天衛四,同一天他還發現了天王星最大的衛星——天衛三。不久之後他宣稱又發現了四顆衛星,但是後來該發現被證明是偽造的。雖然現在使用業餘望遠鏡即能在地球上觀測到天衛四和天衛三,但是在威廉·赫歇爾宣稱發現這兩顆衛星之後的五十年間,地球上的任何天文觀測儀器都沒能再觀測到它們。
天王星的所有衛星都以威廉·莎士比亞和亞歷山大·蒲柏作品中的人物命名。奧伯龍即為《仲夏夜之夢》中的仙王。當時已知的天王星的四顆衛星的名字都是在威廉·拉塞爾——他在1851年發現了另外兩顆天王星的衛星天衛一和天衛二——的請求之下,由赫歇爾的兒子約翰·赫歇爾於1852年所取。
天衛四的形容詞格為Oberonian(發音為/ˌɒbəˈroʊniən/)。
最初,奧伯龍被稱為「天王星的第二顆衛星」,1848年威廉·拉塞爾將之命名為「天衛二」,不過他有時仍然使用威廉·赫歇爾所取的名稱(後者分別稱泰坦妮亞和奧伯龍為「天衛二」、「天衛四」)。1851年,拉塞爾按照各衛星距離天王星遠近,採用羅馬數字為當時已知的所有天王星衛星命名,從那以後奧伯龍即被稱為天衛四。

3軌道

天衛四的軌道距離天王星約58萬4000公里,是天王星五顆大衛星距離最遠的一顆。天衛四軌道的離心率和軌道傾角較小。公轉周期和自轉周期一致,均為13.5個地球日。也就是說,天衛四是一顆同步自轉衛星,處於潮汐鎖定狀態——它永遠以同一面朝向母星。天衛四軌道的很大一部分處於天王星磁圈之外,這使其表面直接遭受著太陽風的轟擊。而當其運行至天王星磁圈內時,其逆軌道方向一面則遭受到磁圈等離子體的轟擊,這種轟擊可能導致了星體逆軌道方向一面的暗化,在天王星的其他衛星上也都能觀測到類似現象。由於在公轉時,天王星基本上都是以同一面面向太陽,而其衛星軌道都位於天王星的赤道面上,所以這些衛星(包括天衛四)都經歷著極端的季節周期:其南半球和北半球都需經歷為時42年的完全黑暗時期以及42年的連續日照期。每隔42年,當天王星運行至晝夜平分點且其赤道面切向地球方向時,就有可能出現天王星衛星之間的掩星現象。2007年5月4日即出現了天衛四掩藏天衛二的現象,共持續了約6分鐘。

4物質構成和內部結構

在天王星的所有衛星中,天衛四的體積和質量都僅次於天衛三,其質量在太陽系衛星中也位列第九。天衛四的密度為1.63克/立方厘米,高於土星衛星的典型密度,表明其可能是有近乎等量的冰體水和非冰體物質構成,後者包括岩石和密度較大的有機化合物。光譜測定表明在該星體表面存在著晶體狀的冰體水,進一步證明了冰體水的存在。另外,天衛四同軌道方向一面的冰體水吸收譜帶強於逆軌道方向一面,這與其他天王星衛星上的觀測結果正好相反。至今還不確定這種不對稱分佈的原因,但是可能與星體表面的「撞擊生土」(impact gardening)過程(即通過撞擊產生土壤)有關——該過程在同軌道方向一面較為劇烈:即在撞擊過程中,星體表面的冰體四散濺出,只留下暗色的非冰體物質。這種暗色物質可能包括岩石、二氧化碳、多種鹽類和有機化合物,而除此之外的其他化合物還未被發現。
天衛四內部可能分化出了一顆岩石內核和一層冰質地幔,如果該猜想屬實,那麼其內核的半徑將達到480公里,大約是星體半徑的63%,其質量約佔星體質量的54%——具體數值將取決於星體的物質構成。天衛四的內部壓力達到了5億帕(5千巴)。現在還不知道天衛四的冰質地幔的狀況。如果該冰層中含有足量的氨或其他抗凍劑,那麼天衛四就可能擁有一層液態海洋,位於內核和地幔之間。如果該海洋確實存在,其厚度將會達到40公里,溫度達180K。不過天衛四的內部結構很大程度上取決於其過去的熱量活動過程,而這個過程的細節已經很難為人所知。

5表面特徵

天衛四是除天衛二之外,天王星衛星中表面最暗的大衛星。它的表面顯示了強烈的反增益效果:當相位角為0時,其幾何反照率為0.31,當相位角為1°時,幾何反照率驟減為0.20;其球面反照率約為0.14。天衛四表面呈現出微微的紅色,但在某些剛形成的撞擊坑地形區,則呈現出淡藍色。天衛四的同軌道方向一面和逆軌道方向一面表面特徵並不一致,後者較之前者顯得更紅,可能是由於前者含有較少的暗色物質。這種表面紅化可能是幾十億年來由帶電粒子和微隕星對星體表面轟擊所引起的太空風化造成的。 天衛四由近乎等量的冰體水和岩石構成,其內部可能分化出了一個岩石內核和一個冰質地幔。此外,在內核和地幔之間可能還存在著一層液態水。天衛四的表面呈暗紅色,其主要地形是遭受小行星和彗星撞擊后形成的,分佈有大量直徑達到210公里的撞擊坑。天衛四上存在著峽谷(地塹)地形,該地形是在星體演化初期由於內部膨脹而形成的。
科學家在天衛四表面共發現了兩類地質構造:撞擊坑和峽谷。在天王星所有的衛星中,天衛四的表面遭受過最猛烈的隕石轟擊,其撞擊坑密度接近飽和——任何新的撞擊坑的形成都可能破壞舊撞擊坑的結構。撞擊坑的直徑小則幾公里,大則數百公里,其中最大的一個撞擊坑——哈姆雷特撞擊坑的直徑達到206公里。較大型的撞擊坑周圍都分佈有明亮的、成輻射狀的撞擊噴出物,其構成物質為形成時間相對較晚的冰體。最大的幾個撞擊坑——哈姆雷特撞擊坑、奧賽羅撞擊坑和麥克白撞擊坑——的坑底分佈著大量暗色物質,這些物質是在撞擊坑形成之後覆蓋上去的。旅行者2號拍攝的照片顯示在天衛四東南部存在著一座高達11公里的山峰,其可能是一個直徑達375公里的大型撞擊坑的中央山峰。 天衛四表面還縱橫交錯著一系列的峽谷地形,不過較之天衛三表面的峽谷地形,其分佈範圍較窄。這些峽谷可能屬於正斷層地形或地塹,后一種地形常橫切於大型撞擊坑的明亮沉積帶之上,這表明其形成時間較晚。天衛四上最引人注目的峽谷是莫姆爾峽谷。
天衛四的地質構造是在外部的撞擊坑形成過程和內源性的地表更新過程的此消彼長中形成的,前者的作用貫穿於天衛四的整個歷史,是該衛星現今地貌的主要作用力;而後者的作用時間則是在該星體形成之後的一段時期。內源性作用主要表現為地質構造活動,最終形成了峽谷地形——即冰質地殼中的大裂縫,峽谷地形抹去了部分的古老地形,這種裂縫是在天衛四的星體膨脹過程中形成的,該星體膨脹率達到了0.5%。
另外,在同軌道方向一面和撞擊坑中經常出現一種暗斑,這種地質構造的性質還不為人知。一些科學家認為它們是冰火山的噴發點(類似於月海),另一些科學家則認為它們是在隕石撞擊之後露出來的暗色物質——其原本埋藏於純冰體之下。在後一種假設中,天衛四內部結構應該至少發生了部分的分化,使得冰質岩石圈能夠位於其未分化的內部結構之上。

6形成和演化

科學家們認為天衛四是在次星雲的吸積盤中形成的,該吸積盤由氣體和塵埃構成,它可能在天王星形成之後就已形成,也可能是在一次造成天王星如今極大的軌道傾角的撞擊事件中形成的。現今還無法得知次星雲的確切物質構成,但是相較於土星衛星,天衛四和其他天王星衛星的較高密度表明該次星雲中所含的水份可能較少。其間存在著大量的氮元素和碳元素,不過最後形成的物質主要是一氧化碳和氮氣,而非氨和甲烷。所以在該次星雲中形成的衛星所含的水分也較少(一氧化碳和氮氣都形成了包合物),岩石較多,這與該衛星的較高密度相吻合。
天衛四的形成過程可能持續了數千年時間。伴隨形成過程的撞擊事件在星體外層產生了大量熱能,當時在深達60公里的地層中溫度高達230K。天衛四形成之後,地下岩層逐漸冷卻,而其內部則由於蘊藏於岩石中的放射性元素衰變產生的熱能而被加熱。冷卻的外部岩層出現了收縮現象,而內部則向外膨脹。這在星體地殼中產生了強大的應力,導致裂縫的形成。該過程持續了大約200萬年,現今的峽谷地形可能即是這一過程的產物。這說明該星體上的任何內源性構造活動都發生於數十億年前。
如果在冰層中存在著如氨(以氨水合物形式存在)這類的抗凍劑,那麼最初的潮汐熱效應和持續進行中的放射性元素衰變產生的熱能就可能足以融化冰層。進一步的融化過程可能導致冰體和岩石的分化,從而形成一個岩石內核和一層冰質地幔。而在內核和地幔之間則可能存在著一層富含溶解氨的液態海洋。這層氨水混合物的低共熔點為176K。如果溫度低於該數值,那麼現在這層海洋可能又會重新結凍。結凍過程進而一起內部結構的膨脹,這也能導致星體表面峽谷地形的形成。但是,迄今為止人類所知關於天衛四演化的細節仍十分有限。

7探測

至今為止只有旅行者2號在1986年1月飛掠天衛四時拍攝了該衛星的特寫照片。儘管但是旅行者2號距離天衛四的最近距離僅47萬公里,但是其中質量最好的照片的空間解析度也只有6公里。在飛掠期間,天衛四的南半球朝向太陽,所以未能對北半球(暗面)進行探測。迄今為止還未有其他探測器光臨過天王星和天衛四,在可預見的未來也沒有探測該行星的計劃。

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