天王星环

天王星环（Uranian Ring），是沿着天王赤道面围绕天王星运行的环状物，由黑暗颗粒物质组成，其复杂性上介于更广泛的土星周围系统和更简单的木星与海王星周围系统之间。天王星环狭窄、暗淡、反射率极低、离天王星近，是1930年发现冥王星以来，地面观测对太阳系天文学做出的首要发现。

1789年，英国天文学家威廉·赫歇尔（Wilhelm Herschel）在观测日记中记载天王星有环。直到1977年3月10日，天王星环才在一次掩星实验中被中国、美国和澳大利亚等国发现。1986年，在旅行者2号探测器宇宙飞船拍摄的影像中，发现了另外两个天王星环。2003-2005年，在哈勃空间望远镜拍摄的照片中，又发现了两个天王星环。至此，已知的天王星环已达13个，依次被命名为1986U2R/ζ、6、5、4、α、β、η、γ、δ、λ、ε、v和μ，分为狭窄主环、尘环和外环三类。天王星环大多数很窄，宽度不过10千米，最宽的ε环也不足100千米。它们结构简单，形状为圆或椭圆，且环与环之间相距较远。

天王星环被认为相对年轻，其年龄不超过6亿年。天王星环系统可能起源于曾经存在于行星周围的几颗卫星碰撞的碎片。天王星环是人类在太阳系中发现的仅次于土星环的第二个行星环，被认为是太阳系天文学研究中的重大事件。

发现历史

天王星环第一次被提出是在1789年2月22日，威廉·赫歇尔在日记中记载了他对天王星的观测结果，他在一张小图上画出了一个圆环，并且注明“可能有一个环”“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。因此，部分天文学家认为威廉·赫歇尔在18世纪就观察到了天王星环，是首个发现天王星环的人。威廉·赫歇尔的笔记在1797年被英国皇家学会印制出版，但在1797至1977年间，天王星环很少甚至根本没有被提及。这又让部分天文学家对威廉·赫歇尔的观测记录产生了质疑，并认为即使威廉·赫歇尔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及其颜色。

1977年3月10日发生了一次天王星掩星的罕见天象，被掩的是一颗叫做SAO158687的暗星。中国、美国和澳大利亚的天文学家对这一现象进行了观测，发现了天王星环。詹姆斯·L·艾略特（James L. Elliot）、爱德华·W·邓纳姆 （Edward  W. Dunham）和杰西嘉·明克（Jessica Mink）原本计划使用杰拉德·柯伊伯机载天文台观测天王星掩星，以研究天王星的大气层以及测定它的直径。但当他们分析观测资料时，他们发现在天王星掩蔽前后，曾短暂地消失了五次。因此，他们认为天王星必定有一个环系统。不久后，天王星的5个环被发现，并被命名为α（alpha）、β（beta）、γ（gamma）、δ（delta）和ε（epsilon）。后来，又有4个较暗的环被发现，其中一个位于β环和γ环之间，而其他三个则位于a环内。位于β环和γ环之间的环被命名为η（eta），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仅次于土星环的第二个行星环。

1986年1月，旅行者2号探测器宇宙飞船对天王星环进行了全面观测。两个新的微弱环λ（lambda）和1986U2R/ζ（zeta）被发现，使当时已知的天王星环总数达到11个。通过无线电、紫外线和光学掩星对天王星环进行研究后，旅行者2号观测到，天王星环在太阳的光照下，会形成不同的几何形状，从而产生了后向散射、前向散射和侧向散射光的图像。通过对这些图像的分析，又推导出完整的相函数、环粒子的几何反照率和邦德反照率，发现了ε环和η环的结构复杂又细微。最后，通过对旅行者2号探测器拍摄到的图像分析，11颗天王星的内侧卫星被发现，包括ε环的两颗牧羊人卫星科迪莉亚奥菲利亚。

2003-2005年，在哈勃空间望远镜照片中，又有两个环——μ（mu）环和v（nu）环被发现。按照环与天王星距离增加的顺序，这13个已知的环依次被命名为1986U2R/ζ、6、5、4、α、β、η、γ、δ、λ、ε、v和μ。它们的半径范围从约38000公里（1986U2R/ζ环的半径）到约98000公里（μ环的半径）。除ε环是椭圆形外，多数环是圆的，彼此距离较远。它们的颜色各不相同，有的呈深蓝色，有的偏红。主环之间可能存在其它微弱的尘埃带和不完整的弧，环非常暗，环粒子的邦德反照率（Bond albedo）不超过2%。另外，天王星环可能由水冰组成，并添加了一些经过辐射处理的深色有机化合物。大部分的天王星环是不透明的，并且只有几公里宽。环系统整体含有的灰尘很少，主要是由直径20cm至20米的大颗粒组成。宽而暗的1986U2R/ζ环、μ环和v环由小的尘埃颗粒组成，而窄而暗的λ环则包含较大的物体。环系统中相对缺乏灰尘可能是由于来自天王星外逸层扩展的空气动力学阻力。

结构

太阳系四颗行星的环中，天王星环的结构最简单。1977年8月，美国航空天文台发现了天王星的5个环，从里到外依次命名为α、β、γ、δ和ε。除ε环有100公里宽，且有较复杂的结构外，α环可能是由相隔很近的两个窄环所构成，β、γ、δ三个环均是小于10公里的窄环。后来，有人对这次观测资料进行仔细分析，发现最里面的α环内还存在三个小环，β环和γ环中间也有一个小环η环。后来的观测表明，η环可能是由60公里宽的稀薄物质构成，其内边缘有一物质较多的窄部。1986年，旅行者2号探测器飞船飞抵天王星时，又发现了天王星的2个新环。至此，总共发现天王星有11个环。它们大多数是窄环，结构简单，位于天王星赤道面上，形状为圆环，且环与环之间相距较远。其中ε环比较特殊，是椭圆环，各处环宽不一，靠近天王星处环窄，离天王星较远处环宽，在环的内外两边缘上，物质相对集中。1979年，美国天文学家用红外光在5米望远镜上也拍到天王星环像。此外，他们还在智利将电荷耦合器件（CCD）装到2.5米望远镜上，在光学波段观测到了天王星环。这次观测表明，天王星环只反射2％的太阳光。这说明，天王星环是由太阳系中最黑的物质所构成，这些物质比煤还要黑得多。

特性

天王星环主要是由微粒和尘埃组成，例如1986U2R/ζ环、η环、δ环、λ环、v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号探测器是透过正向散射拍摄大部分的灰尘带。由于天王星环大多是由极暗的物料组成，因此其几何反照率不会超过5-6%，球面反照率更是低于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，因为纯冰组成的环将会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。天王星的环被认为相对年轻。最初，人们认为每个狭窄的环都有一对在附近的牧羊犬卫星将其围成一个形状。1986年，旅行者2号探测器只在最亮的ε环周围发现了一对这样的牧羊犬卫星，后来在波西亚（Portia）与罗莎琳德（Rosalind）之间发现了微弱的v环。

分类及简介

天王星环一共有13个，被分成三类。6环、5环、4环、α环、β环、η环、γ环、δ环、e环为狭窄主环（Narrow Main Rings）。1986U2R/ζ环、λ环为尘环（Dusty Rings）。μ环、v环为外环（Outer Rings）。

窄环

ε环

ε环是天王星环系统中最亮、密度最高的部分，约占环反射光的三分之二。它是天王星环中最反常的环，其轨道倾角可以忽略不计。ε环的离心率（eccentricity）导致其亮度在轨道过程中会发生变化，ε环的径向积分亮度在远心点（apocentre）时最高，在近心点（pericentre）时最低。最大与最小亮度比约为2.5-3.0。这些变化与环宽的变化有关。ε环宽度在近角为19.7公里，在远角为96.4公里。随着环的逐渐变宽，粒子之间的阴影量随之减少，更多的粒子会进入视野，从而导致更高的综合亮度。ε环的宽度变化是直接从旅行者2号探测器的图像中测量的，因为它是旅行者2号拍摄到的仅有的两个环之一。因此，这也表明ε环在光学上并不薄。事实上，从地面和航天器进行的掩星观测表明，其正常光学深度（optical depth）在0.5到2.5之间变化，在近心点附近最高。ε环的等效深度约为47公里，且在轨道周围不变。

ε环的几何厚度并不精确，估计该环薄至150米，由几层粒子组成，颗粒的平均尺寸为0.2-20米，颗粒间的平均间距约为其半径的4.5倍。ε环几乎不含尘埃，这可能是由于天王星扩展的大气日冕的空气动力学阻力。由于ε环厚度太薄，当从边缘观察时，ε环是看不见的。旅行者2号探测器宇宙飞船在无线电掩星实验中观察到一个来自ε环的奇怪信号。该信号看起来在ε环的远心点附近，波长3.6厘米。许多掩星观测都证实了ε环具有精细的结构，它似乎由许多狭窄且光学致密的小环组成，其中一些小环可能有不完整的弧。ε环的内部和外部分别有牧羊人的卫星科迪莉娅和奥菲莉娅。ε环的内边缘与科迪莉娅处于24:25共振，外边缘与奥菲莉娅处于14:13共振。卫星的质量至少需要是环质量的三倍才能有效地限制它，因此，ε环的质量估计约为1016千克。

δ环

δ环是圆形的，略微倾斜。它在正常光学深度和宽度上都展示出了无法解释的方位角变化。其中一种解释是，可能是该环具有方位角波状结构，由其内部的一个小卫星激发。δ环最尖锐的外缘与科迪莉亚（Cordelia）发生23:22的共振。δ环由两个分量组成：一个狭窄的光密部分和一个较低光学深度的宽内肩部分。狭窄部分的宽度为4.1-6.1公里，等效深度约为2.2公里，对应于约0.3-0.6的正常光学深度。该环的宽内肩部分宽度约为10-12公里，等效深度接近0.3公里，正常光学深度为3×10-2。这些数据是从掩星数据中得知，因为旅行者2号探测器的成像实验未能分辨出δ环。当旅行者2号在前向散射几何中观察时，δ环看起来相对明亮，这与其宽内肩部分中存在的灰尘相兼容。宽部分在几何上比窄部分厚，这也得到了2007年环平面交叉事件的观测结果的支持，当时δ环仍然可见，这与同时具有几何深度和光学深度的环的行为一致。

γ环

γ环比较狭窄，宽度在3.6-4.7公里的范围内变化，但等效光学深度恒定在3.3公里，轨倾斜度几乎为零，正常光学深度为0.7-0.9。在2007年的环平面交叉事件中，γ环消失了，这意味着它在几何上像ε环一样薄，且不含灰尘。γ环的宽度和法线光学深度显示出了显著的方位角变化。这种窄环的约束机制尚不清楚，但人们注意到，γ环尖锐的内缘与奥菲利亚（Ophelia）形成了6:5的共振。

η环

η环的轨道离心率和倾角均为零。它由两个部分组成：一个狭窄的光密部分和一个较低光学深度的宽外肩部分。狭窄的光密部分宽度为1.9-2.7公里，等效深度约为0.42公里，对应于约0.16-0.25的正常光学深度。而宽外肩部分的宽度约为40公里，等效深度接近0.85公里，表明正常光学深度较低，为2×10-2。在前向散射光中，η环看起来很亮，这表明该环中存在大量灰尘，可能是在宽部，因为在几何上，宽部比窄部要厚得多。这一结论得到了环形平面观测结果的支持，因为在2007年的环平面交叉事件中，η环亮度增加，成为天王星环系统中第二亮的环。这与几何上较厚但同时光学上较薄的环的行为一致。与大多数其他环一样，η环在正常光学深度和宽度上显示出明显的方位角变化，狭窄的部分甚至会在某些地方消失。

α/β环

除了ε环之外，α环和β环是天王星环中最亮的两个环。它们与ε环一样，亮度和宽度都有规律的变化。它们与远心点（the apoapsis）之间呈30°角时，是最亮、最宽的时候；与近心点（the periapsis）之间呈30°角时，是最暗、最窄的时候。α环和β环都具有相当大的轨道离心率和倾角，其宽度分别为4.8-10公里和6.1-11.4公里，等效光学深度分别为3.29公里和2.14公里，正常光学深度分别是0.3-0.7和0.2-0.35，质量均约为5075千克。在2007年的环平面交叉事件中，α、β两环均消失了，这意味着它们在几何上像ε环一样薄，且不含灰尘。同时也说明了β环外存在着一个厚，但是光学上却很薄的尘埃带，旅行者2号探测器早些时候也观测到了这一点。

6/5/4环

环6、5和4是天王星狭窄环中最内侧、最暗的环。除ε环外，它们的轨道离心率最大。因此，它们也是天王星环中最倾斜的环，其倾斜度分别为0.06°、0.05°和0.03°。21旅行者2号探测器观测到它们在天王星赤道平面以上24-46公里，它们也是13个已知环中最窄的环，宽度分别为1.6-2.2公里、1.9-4.9公里和2.4-4.4公里。它们的等效深度分别为0.41公里、0.91公里和0.71公里，因此正常光学深度分别为0.18-0.25、0.18-0.48和0.16-0.3。在2007年的环平面交叉事件中，由于它们的狭窄和缺乏灰尘，因此没有被观测到。

尘环

1986U2R/ζ环

1986年，旅行者2号探测器在6环内部探测到一片宽阔而微弱的物质，该环被临时命名为天卫十一R。它的正常光学深度为10-3，甚至更小。1986U2R环位于距离天王星中心37000至39500公里之间，或仅在云层上方约12000公里处。直到2003-2004年，凯克望远镜才再次观测到它。当时凯克望远镜在6环内发现了一块宽阔而微弱的物质，这个环被称为ζ环。ζ环的位置与1986年旅行者2号观测到的位置有很大不同。它位于距离行星中心37850至41350公里的地方。有一个向内且逐渐变暗的延伸，到达天王星大气层至少32600公里，甚至可能达到了27000公里。

ζ环在2007年环平面交叉事件中再次被观测到，当时它成为环系统中最亮的特征，超过了所有其他环的总和。该环的等效光学深度接近1公里（向内延伸为0.6公里），而正常光学深度小于10-3。1986U2R和ζ环的不同外观可能是由不同的观察几何形状引起的，2003-2007年的背散射几何形状和1986年的侧散射几何形状，同时也不能排除长时间里尘埃分布的变化，因此，尘埃分布被认为在环中占主导地位。

λ环

λ环是旅行者2号探测器于1986年发现的两个环之一，是一个狭窄而微弱的环，位于ε环内部。λ环宽1—2公里，等效光学深度为0.1—0.2公里，波长为2.2微米，正常光学深度为0.1—0.2。 λ环的光学深度表现出强烈的波长依赖性，这对于天王星环系统来说是非典型的。在光谱的紫外线部分，等效深度高达0.36公里，这也解释了为什么旅行者2号最初只在紫外线恒星掩星中探测到了λ环，直到1996年才宣布在2.2微米波长的恒星掩星过程中进行探测。

1986年，在前向散射光中观察到λ环时，其外观发生了巨大变化。在这种几何结构中，该环成为天王星环系统中最亮的一环，比ε环还要明亮。鉴于这一观察结果，再加上光学深度的波长依赖性，表明了λ环含有大量微米大小的尘埃。这种尘埃的正常光学深度为10-4—10-3。2007年，凯克望远镜在环平面交叉事件中的观测证实了这一结论，因为λ环成为了天王星环系统中最亮的特征之一。此外，经过对旅行者2号探测器拍摄到的图像的详细分析，揭示了λ环亮度的方位角变化。这些变化似乎是周期性的，类似于驻波。但λ环中这种精细结构的起源仍然是个谜。

外环

在2005年12月，哈勃空间望远镜侦测到一对早先未曾发现的圆环，分别是μ环和v环，现被称为外环系统，使天王星环已知的数量增加到13个。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，而天王星的内环看起来则是呈灰色。

μ环

μ环没有任何大颗粒，可能完全由灰尘组成，是天王星环系统中最外面的一环，离天王星的距离是最明亮的η环距离的两倍之远。μ环宽度为1700公里宽，正常光学深度峰值为8.5×10-6，等效光学深度为0.14公里，具有三角形的径向亮度分布特征。2005年，弗里茨·哈伯太空望远镜同时也发现了两颗新的小卫星，其中μ环的峰值亮度几乎正好位于天卫二十六的轨道上，这可能是该环粒子的来源。

v环

v环和μ环是一同被发现的，位于波西亚和罗莎琳德之间，其内不包含任何卫星。v环的宽度有3800公里，正常光学深度峰值为5.4×10-6，等效光学深度为0.012公里，也具有三角形的径向亮度分布特征。

参考资料：

说明：“？”代表该数据目前尚未可知，或存在疑问。

环系起源

在圆环之间的空隙和混浊度上的差异显示，天王星环与天王星并不是同时形成的。天王星环的形成时间并不长，可谓十分年轻，其年龄不超过6亿年。天王星环系统可能起源于曾经存在于天王星周围的几颗卫星碰撞的碎片。在碰撞后，卫星可能会分裂成许多粒子，这些粒子只有在严格限制的最大稳定性区域，才能以狭窄的光学密度环的形式存活下来，但限制窄环的机制尚不清楚。其中ε环受其两旁的牧羊卫星（天卫六和天卫七）约束。天卫六约束δ环的外界，天卫七约束γ环的外界。此外，在其他环附近并没有发现大于10km的卫星，因此由天卫六和天卫七离ε环的距离，推测ε环不老于6亿年。

既然天王星环系很年轻，就需要连续有大物体的碰撞碎屑更新。估计天卫十五大小（162km）的卫星抵御碰撞碎裂的寿命约几十亿年，小卫星的寿命要短得多。因此，现在的所有内卫星和环系是45亿年前的几颗大卫星碎裂的产物。碰撞碎裂可能级联发生，产生越来越小的碎屑（包括尘埃），最终大部分物质丢失，仅在被相互共振和牧羊处幸存下来，形成窄环，窄环中现在还可能有几颗10km以下的小卫星。尘埃的寿命仅100-1000年，尘带必然是由较大的环质点、小卫星和流星体碰撞碎屑连续地补充。Chiang和Culter研究窄环的三维动力学，由天王星的引力、环的自引力和质点相互碰撞的平衡来维持α环和β环的偏心率和倾角，得出结论：1、窄环的总质量为1019g数量级；2、面密度往其边界增大；3、α环和β环垂直地歪斜10m数量级高，倾角略变10-3数量级；4、对于倾角（偏心率）和交点的扰动，锁定的环是线性稳定的。

参考资料

Uranus rings 'were seen in 1700s'.BBC News.2024-03-03

NASA's Hubble Discovers New Rings and Moons Around Uranus.Hubblesite.2024-03-02

Amateur Finds New Images of Uranus' Rings in 35-Year-Old Data.Sky & Telescope.2024-03-03

Voyager Uranus Science Summary.NASA.2024-03-02