海王星的衞星
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截至2024年2月，海王星已知擁有16顆天然衞星，這些衞星都是以希臘和羅馬神話中的水神命名[注 1]。其中最大的一顆仍然是威廉·拉塞爾在發現海王星之後僅17天，於1846年10月10日發現的海衞一；第二顆衞星海衞二（勒德）則在超過一世紀後才發現。
海衞一是唯一擁有行星質量的不規則衞星，也就是說它的軌道與海王星的自轉方向相反，軌道相對於赤道也是傾斜的。這顯示它不是與海王星同時形成，而是被海王星的重力捕獲的。太陽系第二大的被捕獲衞星是土衞九（費比），但它的質量僅有海衞一的萬分之三。海衞一的捕獲，可能發生在海王星與它的衞星系統形成一段時間之後，對海王星原始的衞星系統而言是一場毀滅性的災難。擾亂了它們原有的軌道，所以它們相互撞擊形成碎石礫的盤面。海衞一的質量夠大，可以達到流體靜力平衡的狀態，並能夠保留稀薄的大氣層，可以形成雲層和霧靄。
海衞一的軌道內側還有7顆規則衞星，其運行軌道與海王星相同，並且靠近海王星的赤道面；在海王星環內也有一些衞星，這些衞星中最大的是海衞八（普羅秋斯），它們都是在海王星捕獲海衞一，並且在海衞一的軌道變圓後從之前的碎石礫盤面中重生的。在海衞一的外層，海王星還擁有6顆不規則衞星，海衞二也是其中之一，其運行軌道距離海王星要遠得多，並且傾角也很大：其中有3顆衞星擁有順行軌道，其餘幾顆則是逆行軌道。從不規則衞星的角度來說，海衞二的軌道很不尋常，它的離心率異常之大，距海王星最近的點也異常之近，表明它很可能曾是規則衞星，但其運行軌道在海王星捕獲海衞一之際發生了根本性的變化。海衞十 （普薩瑪忒）和海衞十三 （Neso）是海王星最外層的兩顆不規則衞星，其運行軌道也是迄今在太陽系中所有衞星里最大的。
發現和命名[編輯]
發現[編輯]
1846年10月10日，威廉·拉塞爾發現了海衞一，這時距海王星的發現才只不過17天[1]。過了一個多世紀後，傑拉德·凱伯於1949年發現了海衞二[2]。1981年5月24日，哈羅德·J·雷西瑪（Harold J. Reitsema）、威廉·B·哈勃德（William B. Hubbard）、拉里·A·勒博夫斯坦（Larry A. Lebofsky）和大衞·J·托倫發現了第三顆衞星，這顆衞星之後命名為海衞七（拉里薩）。這幾位天文學家當時在觀測一顆恆星靠近海王星的現象，類似於4年前找到天王星環的觀測[3]。如果有環存在，那麼恆星的光度會在到達最接近海王星之前略微下降。但實際上恆星的光度只出現了幾秒鐘的衰減，這表明該位置並沒有行星環，而較可能有一顆衞星。
1989年，航行者2號飛過海王星，除再次發現海衞七外，還發現了5顆內圈衞星：海衞三、海衞四、海衞五、海衞六和海衞八[4]。2001年，人類兩次採用大型地面望遠鏡一共發現了5顆外層衞星，海王星的衞星總數由此上升到13顆[5]。並且2002和2003年分別進行的兩次跟進調查都確認了這5顆外層衞星的存在，分別是海衞九、海衞十一、海衞十、海衞十二和海衞十三[5][6]。2002年的觀測中還發現了第六顆可能的衞星，但此後再也沒能重新發現，有可能這並不是衞星，而是一顆半人馬小行星，但由於這顆星體與海王星的相對位置在超過一個月的時間裏都沒有大幅變化，所以還是有可能是一顆衞星[5]。根據估計，人類觀測到這顆星體時，其直徑約為33公里，距海王星的距離約為2510萬公里[5]。
2013年7月15日，SETI協會以馬克·R·肖沃爾特（Mark R. Showalter）領頭的一群天文學家向《天空與望遠鏡雜誌》透露，他們從2004到2009年哈勃太空望遠鏡拍攝的照片中找到了之前未知的第14顆海王星衞星，這顆衞星直徑約35公里，之前被稱為S/2004 N 1，在2019年2月將其命名為Hippocamp。[7]
命名[編輯]
海衞一直到20世紀才擁有正式的名稱，卡米伊·弗拉馬利翁在1880年出版的著作《大眾天文學》中建議以「Triton」一詞為其命名[8]，不過這個名稱至少要到20世紀30年代才獲得普遍接受[9]。這以前，人們通常會直接把海衞一稱為「海王星的衞星」。海王星的其它衞星有些是以羅馬水神命名，以呼應海王星尼普頓作為海神王的地位[10]；還有些是源於希臘神話，通常是海神波塞冬兒女的名字（海衞一、海衞八、海衞五和海衞四都是如此），還包括希臘神話中的低級水神（那伊阿得斯代表海衞三，涅瑞伊得斯代表海衞二）和某位海仙女（海衞九、海衞六、海衞十三、海衞十一、海衞十二、海衞十一）[10]。有兩顆小行星的名稱與海王星的衞星相同，分別是巫女星（與海衞六相同）和小行星1162（與海衞七相同）。
特徵[編輯]
海王星的衞星可以分成規則衞星和不規則衞星兩類。距離海王星比較近的7顆衞星屬規則衞星，其在軌道上的前進方向與自轉方向相同，並與行星的赤道面接近。包括海衞一在內的另外7顆衞星則都是不規則衞星，擁有逆行或偏向於逆行的軌道，軌道距離海王星非常遠，在軌道上的前進方向與自轉方向相反。這其中只有海衞一例外，雖然其軌道仍屬逆行，但距離海王星比較近並且基本呈圓形。[11]
規則衞星[編輯]
根據與海王星的距離從近到遠排列，該行星的所有規則衞星分別是：海衞三、海衞四、海衞五、海衞六、海衞七、海衞十四和海衞八。距行星最近的海衞三在所有內層衞星中只比海衞十四大，而海衞八則是海王星最大的規則衞星和第二大衞星。這些內圈衞星與海王星環密切相關。海衞三和海衞四這兩顆距行星最近的衞星軌道位於伽勒環和勒威耶環之間[4]。不過這兩顆衞星也可以視為勒威耶環的一部分，因為其軌道正處於該環以內[12]。
海衞六的軌道位於海王星最顯眼的亞當斯環以內[12]。這個環非常狹窄，寬度不超過50公里[13]，內嵌有5條光亮的環弧[12]。海衞六的重力使得亞當斯環的粒子處在徑向方向上的一片有限範圍內，整個環的寬度因此較為狹窄。環內粒子和海衞六之間的多種共振也能起到維持環弧穩定性的作用[12]。
海王星的所有規則衞星中，只有最大的兩顆已經拍攝有解像度足以識別其形狀和表面特徵的照片[4]。海衞七的直徑約為200公里，屬長條狀；海衞八的拉長程度不大，但也不完全是球形[4]，類型於不規則多面體，擁有多個平面和略向內凹的面，直徑在150到250公里之間[14]。海衞八的直徑有約400公里，比土星的衞星土衞一要大，但土衞一卻完全是橢圓形。這種差異可能是因海衞八過去受到的碰撞破壞導致[15]。海衞八的表面坑坑窪窪，還顯示有多條線狀特徵。其上最大的坑直徑超過150公里[4][14]。
海王星的所有內層衞星都是暗天體，其幾何反照率只有7%到10%[16]。光譜分析結果表明，這些衞星都是由冰和一些非常暗的物質（可能是複雜的有機化合物）組成。從這個角度上來說，這些衞星與天王星的內層衞星類似[4]。
不規則衞星[編輯]
根據與海王星的距離從近到遠排列，該行星的所有不規則衞星分別是：海衞一、海衞二、海衞九、海衞十一、海衞十二、海衞十三和海衞十，這其中既有順行行星，又有逆行行星[11]。最外層的5顆衞星與其他氣體巨行星的不規則衞星類似，並且很可能是由海王星的重力捕獲，相比之下，規則行星大多是原生的[6]。
海衞一和海衞二是兩顆不同尋常的不規則衞星，另外5顆則與其它外行星的外層不規則衞星類似[6]。首先，海衞一和海衞二是太陽系中已經發現的最大兩顆不規則衞星，其中海衞一甚至比其他所有已知的不規則衞星要大上一個數量級；其次，兩衞星的半長軸都異常之小，其中海衞一的半長軸比其他所有已知的不規則衞星都要小一個數量級；第三，兩衞星的軌道離心率都很不尋常：海衞二的軌道離心率在所有已知不規則衞星中處於最高之列，而海衞一的軌道卻近乎是正圓形；最後，海衞二的軌道傾角也是所有已知不規則衞星中最小的[6]。
海衞一[編輯]
海衞一的軌道為逆行且基本呈圓形，科學家認為這是一顆經重力捕獲的衞星。海衞一是太陽系中發現的第二顆擁有實質性大氣層的衞星，其中大部分是氮，還有少量的甲烷和一氧化碳[17]，衞星表面氣壓約為14微巴[17]。1989年，航行者2號在這片薄薄的大氣層中觀測到了類似雲和霧的形態[4]。海衞一是太陽系中最寒冷的天體之一，表面溫度僅有約零下235.2°C[17]，覆蓋有氮氣、甲烷、二氧化碳和揮發性的冰[18]，幾何反照率很高，超過70%[4]；球面反照率更高，達90%[4][注 2]。海衞一的表面有大規模的南極冠，有地塹和陡坎縱橫穿插的古老隕石坑平原，以及類似於冰火山內生過程形成的年代較近的地表特徵[4]。航行者2號的觀測發現，受到太陽加熱的極冠中存在多處活動的間歇泉，其噴出的水柱有8米高[4]。海衞一的密度相對較高，約為每立方厘米2克，表明其質量中岩石約佔三分之二，剩下的三分之一則是冰。海衞一的地下深處可能有液態水層，形成地下海洋[19]。
海衞二[編輯]
海衞二的質量在海王星的所有衞星中排第三。其軌道雖為順行，但離心率非常高，科學家認為這本是顆規則衞星，但在海王星捕獲海衞一期間經重力相互作用轉移到現有軌道[20]。經光譜分析表明，海衞二的表面有冰存在。衞星表面存在大規模且不規則的變化，這可能是因為其形狀細長、表面存在亮點和暗點，並且旋轉過程混亂或是被迫進動導致[21]。
其它不規則衞星[編輯]
海衞十一和海衞十二擁有順行軌道，海衞九、海衞十和海衞十三擁有逆行軌道。海衞十和海衞十三的軌道非常接近，這表明兩者很有可能是由另一顆更大的衞星分裂而來[6]。載至2014年6月，海衞十和海衞十三的軌道仍是太陽系中已發現的所有行星中最大的，繞行海王星需要25年時間，平均相當於地球到月球距離的125倍。海王星的希爾球也是太陽系中最大的，這主要是因為它離太陽很遠，所以可以控制如此遙遠的行星[11]。不過，木星衞星S/2003 J 2的軌道在木星希爾球中所佔平均比例是太陽系所有行星中最高的，而加爾尼群和帕西法爾群中的木星衞星在木星希爾球中所佔平均比例都比海衞十和海衞十三要大[11]。
構成[編輯]
在太陽系所有氣體巨行星的衞星中，海王星的衞星質量分佈最不平衡。海衞一的質量佔到所有衞星質量的99%以上，其它所有衞星加起來還只有0.33%。這有可能是因為海衞一是在海王星原有的衞星系統形成後再捕獲的，大部分原有衞星都在這一捕獲過程中被摧毀。[20][22][注 3]
被海王星捕獲後，海衞一的軌道離心率一直很高，這會造成原有的內層海王星衞星軌道混亂，令其發生碰撞並形成碎石盤[20]。這也意味着海王星如今的內層衞星很可能並非原本與海王星一起形成的天體。只有在海衞一的軌道基本穩定成環狀後，才有一些碎石相互吸附形成如今的規則衞星[15]。這一重大干擾也很可能是海王星的衞星系統沒有像別的氣體巨型星那樣、行星和衞星的質量遵循10000比1比例的重要原因[23]。
多年來，各種學說對海衞一的捕獲原理提出了不同的理解。其中一種假說屬於三體問題，認為海衞一之前可能是凱伯帶一對雙小行星天體的組成部分，這對雙小行星一起遇到了海王星，海衞一得以倖存下來並從此被海王星捕獲[注 4][24]。
數值模擬表明，海衞九和海衞二有41%的可能曾在過去的某個時間裏發生過碰撞[5]。雖然無法確定是否的確有發生過這樣一次碰撞，但兩顆衞星的外觀顏色很接近（都是灰色），這表明海衞九有可能是海衞二的一塊碎片[25]。
表格[編輯]
| ‡ 順行不規則衞星 |
♠ 逆行不規則衞星 |
下表中列出了所有海王星的已知衞星，默認按軌道週期從短到長排行。不規則衞星的表格中有顏色。海衞一是唯一一個大到足以實現流體靜力平衡的衞星，令其表面塌縮成類球面，這顆衞星的名稱將以加粗字體顯示。
| 順序 [注 5] |
標示序號 [注 6] |
名稱 | 原名 （發音） |
圖像 | 尺寸 （千米）[注 7] |
質量 （×1016kg） [注 8] |
半長軸 （km）[28] |
軌道週期 （天）[28] |
軌道傾角 （°）[28][注 9] |
離心率 [28] |
發現年份[10] | 發現者 [10] |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 1 | III | 海衞三 | Naiad（/ˈneɪ.əd/） |  |
66 (96 × 60 × 52) |
≈ 19 | 48227 | 0.294 | 4.691 | 0.0003 | 1989 | 航行者2號 |
| 2 | IV | 海衞四 | Thalassa（/θəˈlæsə/） | |
82 (108 × 100 × 52) |
≈ 35 | 50074 | 0.311 | 0.135 | 0.0002 | 1989 | 航行者2號 |
| 3 | V | 海衞五 | Despina（/dɪˈspaɪnə, dɪˈspiːnə, dɛ-/） |  |
150 (180 × 148 × 128) |
≈ 210 | 52526 | 0.335 | 0.068 | 0.0002 | 1989 | 航行者2號 |
| 4 | VI | 海衞六 | Galatea（/ˌɡæləˈtiːə/） |  |
176 (204 × 184 × 144) |
≈ 375 | 61953 | 0.429 | 0.034 | 0.0001 | 1989 | 航行者2號 |
| 5 | VII | 海衞七 | Larissa（/ləˈrɪsə/） |  |
194 (216 × 204 × 168) |
≈ 495 | 73548 | 0.555 | 0.205 | 0.0014 | 1981 | 雷西瑪等人 |
| 6 | XIV | 海衞十四 | Hippocamp（/ˈhɪpoʊkæmp/） |  |
34.8 ± 4.0 | ≈ 2.2 | 105300 ± 50 | 0.936[7] | - | - | 2013 | 肖沃爾特等人[29] |
| 7 | VIII | 海衞八 | Proteus（/ˈproʊtiəs/） | .jpg) |
420 (436 × 416 × 402) |
≈ 5035 | 117646 | 1.122 | 0.075 | 0.0005 | 1989 | 航行者2號 |
| 8 | I | 海衞一♠ | Triton（/ˈtraɪtən/） | .jpg) |
2705.2±4.8 (2709 × 2706 × 2705) |
2140800±5200 | 354759 | −5.877 | 156.865 | 小於10-7 | 1846 | 拉塞爾 |
| 9 | II | 海衞二‡ | Nereid（/ˈnɪəriː.ɪd/） |  |
≈ 340 ± 50 | ≈ 2700 | 5513818 | 360.13 | 7.090 | 0.7507 | 1949 | 凱伯 |
| 10 | IX | 海衞九♠ | Halimede（/hælɪˈmiːdiː/） |  |
≈ 62 | ≈ 16 | 16611000 | −1879.08 | 112.898 | 0.2646 | 2002 | 霍爾曼等人 |
| 11 | XI | 海衞十一‡ | Sao（/ˈseɪ.oʊ/） | ≈ 44 | ≈ 6 | 22228000 | 2912.72 | 49.907 | 0.1365 | 2002 | 霍爾曼等人 | |
| 12 | XII | 海衞十二‡ | Laomedeia（/ˌleɪoʊməˈdiːə/） | ≈ 42 | ≈ 5 | 23567000 | 3171.33 | 34.049 | 0.3969 | 2002 | 霍爾曼等人 | |
| 13 | X | 海衞十♠ | Psamathe（/ˈsæməθiː/） |  |
≈ 40 | ≈ 4 | 48096000 | −9074.30 | 137.679 | 0.3809 | 2003 | 謝潑德等人 |
| 14 | XIII | 海衞十三♠ | Neso（/ˈniːsoʊ/） | ≈ 60 | ≈ 15 | 49285000 | −9740.73 | 131.265 | 0.5714 | 2002 | 霍爾曼等人 |
參見[編輯]
註釋說明[編輯]
- ^ 根據國際天文聯合會的命名原則，此後發現的海王星衞星都將按這一規則命名，海衞十四在2019年2月獲得永久性的名稱。
- ^ 天體的幾何反照率是天體在相位角為0的實際光度（即光源）和相同橫截面在完美平面上的完全漫反射（朗伯平面）比例。球面反照率又名邦德反照率，是以首創這一概念的美國天文學家喬治·邦德（1825至1865年）命名，是天體反射入太空的所有電磁輻射和入射的電磁輻射功率比例。這個比例考慮了所有相位角上的所有波長電磁輻射（但不包括天體本身），其數值絕對是在0到1之間。這一概念與包括幾何反照率在內的其它反照率定義相反，幾何反射率的數值有可能大於1。總體而言，球面反照率的數值既可以比幾何反照率大，又可能會比它小，取決於該天體的地表和大氣特徵。
- ^ 除海王星外，土星的衞星系統是最不均衡的，大部分質量都集中在其最大的衞星土衞六上。木星和天王星的衞星系統相對來說更為平衡。
- ^ 雙小行星是指天體與衞星組成像冥王星和冥衞一這樣的天體系統，在大型海王星外天體中很常見，估計有11%的海王星外天體屬於雙小行星[24]。
- ^ 這一列的排序是根據各衞星與海王星之間的平均距離由近至遠排列。
- ^ 這一列採用羅馬數碼表明各衞星的編號[10]。
- ^ 部分不是球形的行星會用類似於「60×40×34」這樣的多個數碼來表示其三條軸線上的長度，如果類似球形，則會用一個數碼表示，這個數碼就是其直徑。5個內層行星的尺寸數據來源於[16]，海衞八的尺寸數據源於[14]，海衞一的尺寸數據源於[26]，其直徑則是源於[27]；海衞二的尺寸數據源於[4]，外層衞星的數據源於[6]。
- ^ 除海衞一外，其它所有海王星衞星的質量都是按每立方厘米1.3克的假定密度計算。海衞七和海衞八的體積源於[14]，海衞一的質量源於[28]。
- ^ 所有衞星的軌道傾角都是相對於其拉普拉斯平面，如果傾角大於90°，表明這顆衞星擁有逆行軌道（前進方向與行星自轉方向相反）。
參考資料[編輯]
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外部連結[編輯]
- 美國太空總署太陽系探索計劃之海王星的衞星頁面
- 海王星的衞星位置模擬
- 海王星的13顆衞星 （頁面存檔備份，存於互聯網檔案館）
- Gazeteer of Planetary Nomenclature—Neptune (USGS) （頁面存檔備份，存於互聯網檔案館）
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