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不规则卫星

不规则卫星是天文学中以逆行轨道环绕着行星的天然卫星，通常有着较远的距离、倾角、和离心率。他们被认为是行星捕获的，不同于规则卫星是原生的。

Phoebe，土星最大的不规则卫星。

从1997年起，已经发现93颗不规则卫星，环绕着4颗巨行星（木星、土星、天王星和海王星）。在1997年之前，包括土星最大的不规则卫星Phoebe、木星最大的不规则卫星Himalia，只有10颗是已知的。天王星最大的不规则卫星Sycorax是在1997年发现的。目前认为不规则卫星原本是在靠近现在位置环绕太阳的日心轨道上，而在母行星形成不久之后就被捕获。一种替代的理论，认为它们来自古柏带，但现在的观测并不支持这种说法。

定义 编辑

行星 希尔球半径rH (Gm)[1]
木星 51
土星 69
天王星 73
海王星 116

不规则卫星还没有被广泛接受和明确的定义。非正式的，如果它们距离行星够远，以致于它们轨道平面的进动主要是受到太阳的控制，这颗卫星就是不规则卫星。

实际上，是以卫星的半长轴与行星的希尔球 （这是受到重力影响的球体）比较。不规则卫星的半长轴大于0.05  与远心点延伸超过0.65  [1]希尔球的半径在邻近的表格。

轨道 编辑

现在的分布 编辑

 
不规则卫星：木星（红色）、土星（黄色）、天王星（绿色）、和海王星（蓝色）。水平轴显示与行星（半长轴）的距离，显示出一部分行星希尔球的半径。垂直轴显示它们的轨道倾角。点或圆圈的大小显示它们相对的尺寸。

已知的不规则卫星轨道有很大的差异，但仍有一些规则。逆行轨道远较顺行轨道普遍，比例高达83%，是轨道的基本型态。众所周知，没有卫星的轨道倾角超过55°（或是小于130°的逆行卫星）。另一方面，有些可以确定是同一群，其中一些小卫星与一颗较大的卫星共用相似的轨道。

在行星一定的距离之外，外围的卫星轨道受到太阳高度的摄动，并且它们的轨道要素在短时间内就会发生广泛的改变。例如，Pasiphae的半长轴在两年内（单一轨道）改变达到1.5 Gm，倾角大约10°，离心率也在24年（两倍木星公转周期）大到成为0.4[2]。

因此，平均轨道要素（一段时间的平均）用于特定的群，而不是在给定的时间使用吻切根数（相似的，固有轨道根数是用来测量小行星族。）。

起源 编辑

参见：海卫一 § 捕获

不规则卫星相信是从日心轨道上捕获的。（事实上，巨行星的不规则卫星显示它们与木星和海王星特洛伊，和灰色的古柏带天体有着相同的起源[3]。）为此，必须发生下面三件事中的其中一件：

  • 能量散逸（例如，在原始气体云中的交互作用）
  • 行星的希尔球在短期间（数千年）内有实质的扩展（40%）。
  • 三体作用的能量移转。这可以包括：
    • 一颗外来天体和卫星的碰撞（或密近接触），导致外来天体失去能量而被捕获。
    • 一对外来天体与行星（或可能是一颗现存的卫星）密切接触，导致联星中的一颗被捕获。最有可能经由这个路径的是崔顿[4]。

在捕获之后，有些这样的卫星可能碎裂成有着相似轨道的小卫星，形成群。共振可以进一步的修改轨道，使这些群变得无法辨识。

长期稳定项 编辑

值得注意的是，尽管在远心点附近有着极大的摄动，在数值模拟下证明目前的轨道是稳定的[5]。 在许多不规则天体中造成这种稳定性原因的事实是长期的或古在共振[6]。

此外，类似的研究还获得以下的结论：

  • 轨道倾角大于50°（或逆行轨道小于130°）是非常不稳定的：它们的离心率会增加，导致这颗卫星的出走[2]。
  • 逆行轨道比顺行轨道更稳定（可以进一步在行星发现更多稳定的逆行轨道卫星）。

离心率的增加会使近心点缩小，远心点增大。卫星进入规则卫星（较大的）区会经由碰撞或密近接触而被弹出或出走。另外，来自太阳日益增加的摄动使远心点增加而使它们超越希尔球的范围。

未来可以发现行星会有比顺行轨道卫星更多的逆行轨道卫星，详细的数值积分已经呈现出这种不对称性。在离心率和倾角上，这个极限是个复杂的函数，但一般来说，半长轴在0.47 rH（希尔球半径）以内是稳定的，而逆行轨道卫星的稳定可以延伸到0.67 rH。

顺行轨道卫星半长轴的边界是出人意料之外的。一颗顺行轨道的卫星，如果以圆形轨道（倾角 = 0），在0.5 rH绕行，只要40年就会离开木星。这种影响可以用所谓的出差共振来解释。卫星的远心点，是行星对卫星控制力最弱的位置，被锁定在太阳的共振位置上。每一次通过所累积的摄动效应，进一步的将卫星向外推出[5]。

顺行卫星和逆行卫星的不对称，可以用行星在旋转框架下的科氏力加速直接解释。对顺行卫星的加速使这个物体向外移动，逆行物体则会向内移动，因而使卫星稳定[7]。

物理特性 编辑

尺寸 编辑

 
幂律的图解，物件的数量取决于它们的大小。

在比地球更远的距离上，已知的天王星和海王星不规则卫星都较木星和土星为多；应该还有更多的小卫星，只是还没有被发现。但是，基于消除观测上的偏差，四颗巨行星的卫星大小分布的比率应该是相似的。

通常，物件的数量 和直径大小 的关系近似或等同于幂律：

 ，此处的q定义出斜率。

观测到的大小在10至100公里†适用于低阶的幂律（q～2），但是小于10公里‡则适用更高阶的幂律（q～3.5）。

做为比较之用，古柏带的物件分布适用于更高阶的幂律（q～4），也就是说，有一颗直径1,000公里的天体，就有1,000颗直径大约100公里，较小的天体。大小的分布可以提供洞悉可能的来源（捕获、碰撞/碎裂或增生）。

†每找到一颗直径100公里的物件，就可能有10颗10公里的物件可以发现。
‡每找到一颗10公里的物件，就有140颗1公里的物件可以被发现。

颜色 编辑

 
这张图解以不同的显色显示不规则的卫星：木星（红色）、土星（黄色）、和天王星（绿色）。只有已知的不规则卫星以颜色呈现。作为参考的有半人马小行星、Pholus和三颗传统的古柏带天体也在图中绘出（灰色，大小未依照尺度）。 相关比较，请参考半人马的颜色和KBOs。

不规则卫星的颜色可以透过色指数来研究：简单测量在不同颜色滤镜下的天体视星等，蓝色（B）、可见光也就是绿黄色（V）、和红。观测到的不规则卫星颜色从无色彩的（带着灰色）到淡红色（但是不同于古柏带天体的红色）。

反照率[8] 无色彩 淡红 红
低 C 3-8% P 2-6% D 2-5%
中 M 10-18% A13-35%
高 E 25-60%

每个行星的系统显示略有不同的特性。木星的不规则卫星是灰色至淡红色，包含C、P和D[9]，有些群的卫星在观察下显示相似的颜色（见后面的章节）。土星的不规则卫星比木星的稍红。 大的天王星不规则卫星（Sycorax和Caliban）被发现是淡红（light-red），而较小的Prospero和Setebos是灰色，如同海王星的Nereid和Halimede [10]。

光谱 编辑

以目前的清晰度，多数的可见光和近红外光的光谱都呈现不出特征。因此，只有在Phoebe和Nereid上推断出水冰的存在，和在Himalia上发现可归因于水蚀变的特征。

自转 编辑

规则的卫星通常都是潮汐锁定（也就是说，它们的轨道与自转是同步的，永远以同一面朝向母行星）。对照之下，不规则卫星由于距离的遥远，受到的潮汐力是可以忽略不计的，而且最大的卫星Himalia、Phoebe和Nereid的自转周期被测定出来，都在十几个小时的范围内

（相较于它们的轨道周期都在数百天）。这种自转速率与在同一区域典型的小行星是相同的。

共同起源的家族 编辑

有些不规则小行星出现成'群'的轨道，其中有几颗卫星共享相似的轨道。主导的理论是这些天体构成碰撞家族，是一个更大天体破裂的一部分。

动力学的群 编辑

简单的碰撞模型可以利用轨道参数所给的速度动量δV估计可能的集中趋势。运用这些模型到已知的轨道参数，使得可能估计δV必须创建观测到的集中趋势。相信δV的数值在每秒数十米（5–50米/秒）的范围内，可能是来自碎裂的结果。不规则卫星的动力学群可以使用这些准则和共同的起源，从破裂的可能性来评估和鉴定[11]。

当轨道的集中区是太广泛时（也就是说需要δV的数量级在每秒数百米），

  • 必须假定有多次的碰撞，也就是说，这个群集应该进一步的细分成子群集。
  • 或过去的碰撞值得注意的变化，例如来自共振的结果，必须被假设。

颜色的群 编辑

当卫星的颜色和光谱已经知道，给定的均质资料是所有在分组上有着共同起源，成为家族成员的一个重要的原因。但是，缺乏可用资料的准确性，在统计学上往往难以获得结论。此外，观测到的颜色不一定能代表卫星的主要组成分。

观测的群 编辑

木星的不规则卫星 编辑

 
木星的不规则卫星轨道，线是出它们的族群。卫星的相对大小以圆圈的大小来呈现，在平行轴上的位置显示到木星的距离，在垂直轴的位置指示出轨道倾角。黄色的线表示轨道离心率（也就是它与木星的距离随轨道不同而异）。

通常，可以列出下列的分组（dynamically tight groups displaying homogenous colours are listed in bold）

  • 顺行卫星
  • 逆行卫星
    • 加尔尼群共用的平均倾角为165°，它们受到的动力学制约（5 < δV < 50米/秒）。它的颜色非常均匀，每个成员都呈现出D-型小行星祖辈浓厚的红色。
    • 安纳金群共用的平均倾角为148°，它们的轨道参数呈现少量的分散（15 < δV < 80米/秒）。安纳金本身似乎是淡红色，但群内其它的成员是灰色的。
    • 帕西斐群非常的分散。帕西斐本身是灰色，而其它的成员（卡丽荷耶、Megaclite）是淡红色。

希诺佩，有时也会包含在帕西斐群，是红色和有着不同的倾角，它可能是被单独捕获的[9][13]。 帕西斐和希诺佩也都陷落在木星的长期共振[5][11]。

土星的不规则卫星 编辑

 
土星的不规则卫星，显示它们的群集（相关的说明请参考木星的图说）。

土星卫星的一般分群列出如下：

  • 顺行卫星
    • 高卢卫星群共用的平均倾角为34°，它们的轨道受到动力学的制约（δV ≈ 50米/秒），并且他们有轻微的红色；在可见光和近红外波长下的颜色都是均匀的[12]。
    • 因纽特卫星群共用的平均倾角为46°，它们的轨道非常分散（δV ≈ 350米/秒）但在物理上是均匀的，共享轻微的红色。
  • 逆行卫星
    • 诺尔斯卫星群is defined mostly for naming purposes;它们的轨道参数非常分散，子分类的项目包括：
      • 菲比群共用的平均倾角为174°；这个群已经太分散了，在未来至少会在分散成两个子次集团。
      • Skathi群可能是诺尔斯群下的一个子群。

天王星和海王星的不规则卫星 编辑

 
天王星（绿色）和海王星（蓝色）的不规则卫星（请参考木星图说的说明）。
行星 rmin[1]
木星 1.5 km
土星 3 km
天王星 7 km
海王星 16 km

以目前所知，天王星和海王星的不规则卫星数量少于木星和土星。但是，相信这只是因为天王星和海王星的距离较远，使得观测困难所导致的结果。左边的表格是以现在的技术，在反照率0.04的架设下，可以观察到的卫星最小半径；因此，几乎可以确定天王星和海王星还有许多尚未被发现的小卫星。

由于越小的数量，在统计上越难获得有效分类的结果。天王星的不规则卫星只有逆行卫星的单一来源似乎不太可能满足轨道参数需要高度分散和高冲量（δV ≈ 300公里）的需求，这意味着冲击体的大直径（395公里），又要符合碎片散布的尺寸分布。相反的，已经推测至少有两个群存在[9]：

这两个群的区别（3σ信赖系数）在它们与天王星的距离和离心率上[14]。但是，在颜色的观察上并不支持这样的分群：Caliban和Sycorax呈现橙红色，而其他的小卫星是灰色的[10]。

对海王星，Psamathe和Neso被注意到可能有相同的来源[15]，鉴别出有着相似的颜色（灰色），同时还建议Halimede可能是Nereid的碎片[10]，这两颗卫星在太阳系的岁月中有很高的碰撞几率（41%）[16]。

探勘 编辑

 
卡西尼远距离的Himalia影像。

目前，唯一曾经有太空船造访的不规则卫星只有土星最大的不规则卫星，Phoebe，卡西尼号在2005年拍摄了它的影像。卡西尼号也在2000年从遥远的距离上捕捉到了Himalia的低解析影像。而未来，也还没有太空船将造访任何一颗不规则卫星的计划。

参考资料 编辑

  1. ^ 1.0 1.1 1.2 Scott S. Sheppard, Outer irregular satellites of the planets and their relationship with asteroids, comets and Kuiper Belt objects Asteroids, Comets, Meteors, Proceedings of the 229th Symposium of the International Astronomical Union held in Rio de Janeiro, Brasil August 7–12, 2005, Cambridge University Press, 2006., pp.319-334 (preprint （页面存档备份，存于互联网档案馆）)
  2. ^ 2.0 2.1 Carruba, V.; Burns, J. A.; Nicholson, P. D.; Gladman, B. J.; On the Inclination Distribution of the Jovian Irregular Satellites, Icarus, 158 (2002), pp. 434–449 (pdf) （页面存档备份，存于互联网档案馆）
  3. ^ Sheppard, S. S.; and Trujillo, C. A.（2006）. "A Thick Cloud of Neptune Trojans and Their Colors" （页面存档备份，存于互联网档案馆）. Science 313:511-514.
  4. ^ Agnor, C. B. and Hamilton, D. P. Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter. Nature. 2006, 441 (7090): 192. PMID 16688170. doi:10.1038/nature04792. 
  5. ^ 5.0 5.1 5.2 Nesvorný, D.; Alvarellos, J. L. A.; Dones, L.; and Levison, H. F.; Orbital and Collisional Evolution of the Irregular Satellites, The Astronomical Journal,126 (2003), pages 398–429. [1] （页面存档备份，存于互联网档案馆）
  6. ^ Ćuk, M. and Burns, J. A.; A New Model for the Secular Behavior of the Irregular Satellites, American Astronomical Society, DDA meeting #35, #09.03; Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 36, p.864 (preprint （页面存档备份，存于互联网档案馆）)
  7. ^ Hamilton, D. P.; and Burns, J. A.; Orbital Stability Zones about Asteroids, Icarus 92 (1991), pp. 118-131D.
  8. ^ Based on the definitions from Oxford Dictionary of Astronomy, ISBN 0-19-211596-0
  9. ^ 9.0 9.1 9.2 Grav, T.; Holman, M. J.; Gladman, B. J.; and Aksnes, K.; Photometric survey of the irregular satellites, Icarus, 166 (2003), pp. 33-45 (preprint （页面存档备份，存于互联网档案馆）).
  10. ^ 10.0 10.1 10.2 Grav, T.; Holman, M. J.; and Fraser, W. C.; Photometry of Irregular Satellites of Uranus and Neptune, The Astrophysical Journal, 613 (2004), pp.L77–L80 (preprint （页面存档备份，存于互联网档案馆）).
  11. ^ 11.0 11.1 Nesvorný, D.; Beaugé, C.; and Dones, L.; Collisional Origin of Families of Irregular Satellites, The Astronomical Journal, 127 (2004), pp. 1768–1783 (pdf) （页面存档备份，存于互联网档案馆）
  12. ^ 12.0 12.1 Grav, T.; and Holman, M. J.; Near-Infrared Photometry of the Irregular Satellites of Jupiter and Saturn,The Astrophysical Journal, 605, (2004), pp. L141–L144 (preprint （页面存档备份，存于互联网档案馆）).
  13. ^ Sheppard, S. S.; and Jewitt, D. C.; An abundant population of small irregular satellites around Jupiter, Nature, 423 (May 2003), pp.261-263 (pdf) （页面存档备份，存于互联网档案馆）
  14. ^ Sheppard, S. S.; Jewitt, D. C.; and Kleyna, J.; An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness, The Astronomical Journal, 129 (2005), pages 518–525 (preprint （页面存档备份，存于互联网档案馆）).
  15. ^ Sheppard, S. S.; Jewitt, D. C.; and Kleyna, J.; A Survey for "Normal" Irregular Satellites Around Neptune: Limits to Completeness (preprint （页面存档备份，存于互联网档案馆）)
  16. ^ Holman, M. J.; Kavelaars, J. J., Gladman, B. J.; Grav, T.; Fraser, W. C.; Milisavljevic, D.; Nicholson, P. D.; Burns, J. A.; Carruba, V.; Petit, J.-M.; Rousselot, P.; Mousis, O.; Marsden, B. G.; and Jacobson, R. A.; Discovery of five irregular moons of Neptune, Nature, 430 (2004), pp. 865-867 (Final preprint (pdf) （页面存档备份，存于互联网档案馆）)

外部链接 编辑


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