□ 刘 炎

天王星的光环系统（二）

□ 刘 炎

图1 环带在天王星周围分布的示意图，图中还画上了若干有关的天王星卫星的轨道。

前文介绍，迄今为止已发现的天王星环共有13个，从内至外，它们依次是：1986U2R/ζ、6、5、4、α、β、η、γ、δ、 λ、ε、ν和μ。图1是这些光环分布的示意图。

天王星环的主要特征

天王星环的结构远不如土星环那样的复杂，根据空间分布状态和物理特性的不同，这13个环带可以被分成三组：中间九个狭窄的环带（6、5、4、α、β、η、γ、δ、ε）组成主环，最外侧的两个（μ、ν）组成外环系统，还有两个则被称为尘埃环（1986U2R/ζ和1986U1R/λ）。

天王星的环带主要是由十分暗黑的物质颗粒和尘埃微粒组成；而不同环带中的物质颗粒，又有着相当的差别，例如尘埃环中所含的物质基本上是更微小的尘埃，它们的反照率一般不超过5%～6%，从而亮度都要比土星环的低得多。由于所含尘埃物质的特殊物理性质，有些环带在不同方向还显示出不同的亮度，某些环带在前向散射的情况下，甚至会异常地增亮。

【表2】中列出了各个环带的名称、半径和宽度等主要参数，以环带的半径由小到大排序。有些研究者把其中的某些环带分得更细，例如在WIKI网上列出的就是18个环带，其实它们与IAU的系列也是相符的。为了易于看清和比对，现把两种系列都放在一起，表中的左侧是IAU的，而右侧则是WIKI的。

主环系统

旅行者2号飞船在1986年1月下旬抵达天王星，在飞掠的过程中拍摄到了九个光环的图像，从而直接观测确证了天王星环的存在。

图2是旅行者2号拍摄到的主环系统局部的照片。（6、5、4和α、β、η、γ、δ、ε）这九个环带都在天王星环的中间部分，在距离天王星的中心约4万至5万多千米的范围内。相对来说，主环的环带也是天王星光环中最亮的几个。

其中环带（α、β、γ、δ和ε），就是埃利奥特他们在1977年3月10日作天王星掩星观测时最早发现的那五个，其余4个则是在此后（1977年）再作分析时检测出的。

表2 天王星环带主要参数列表，IAU和WIKI的比对表

主环系统的环带，除了ε环之外，都是一些细小的窄环，其中稍宽的α环、β环和δ环的宽度也都只有10千米左右，而还有的五个环，其宽度甚至不到5千米。

为了更明显而直观地看出这些环的分布，NASA制作并公布了一张经过反差加强和伪彩处理的主环系统图像（图3）。

图2 天王星的主环系统：从外到内分别是ε环、δ环，γ环、η环、β环和α环，以及勉强可见的4、5和6环。（原图由旅行者2号在1986年1月21日拍摄，其时距天王星约410万千米，照片分辨率约36千米）

图3 天王星主环系统的假色图，图中竖向显著的条纹就是各个环带，从左向右依次是ε环、δ环，γ环、η环、β环和α环，以及4、5和6环。 （原图由旅行者2号在1986年1月21日拍摄，其时距天王星417万千米，图像的分辨率约40千米）

经分析研究，主环环带中的物质含有较多尺度为几厘米至1米量级的较大颗粒，因而光学厚度-反射系数也稍大一些，在后向散射（反射）的情况下，会显得更明亮一些。

ε环

图3和图2中左侧最明亮的环带是ε环，它不仅是主环系中，也是天王星环系中最明亮、最显著的。下面的图4是ε环的特写镜头。

ε环的宽度约有100千米，其间还有径向的亮度明暗分布。环带外侧约40千米的范围是明亮的区域，最内侧约15千米的范围也较亮，而两者的中间则是一个较暗的带区。

前面图2中的Cordelia（1986U7）和Ophelia（1986U8）是旅行者2号发现的两颗新的卫星，当时的临时编号为1986U7和1986U8，后来被正式命名为天卫六（Cordelia）和天卫七（Ophelia），其直径分别是约20千米和30千米。实际上它们是ε环的“牧羊犬卫星”。

所谓“牧羊犬卫星”，是轨道位于行星环的某个环缝或环带边缘附近、能约束环缝或环带内的物质、并维持它们分布形态的小卫星。因其作用类似于管理羊群的牧羊犬而得名。由于引力的作用，靠近卫星的物质不是被吸引进入环内，就是被驱离这个系统，或是被吸积而进入卫星自身之内，从而使环带的边缘保持着明锐的边界。一个环带的两侧往往会各有一个，从而组成一对“牧羊犬卫星”。在土星的光环中就有着多对的牧羊犬卫星。

图4 天王星的ε环，照片清楚地显示出ε环亮度的径向变化。（原图由旅行者2号在1986年1月23日拍摄，其时距天王星112万千米，图像的分辨率约10千米）

天卫六和天卫七也就是这样的一对“守卫”在ε环两侧、约束着ε环的形态及其稳定性的“牧羊犬卫星”。

δ环的外边缘较为明锐，一般认为可能也是受到了天卫六的23∶22的引力共振影响。

这两个环带卫星的发现是我们对天王星环结构认识的一个重大进展，然而对于天王星的卫星，迄今所发现的“牧羊犬卫星”还只仅此一对。

图5 旅行者2号发现的两个新卫星天卫六和天卫七，它们是ε环的一对“牧羊犬卫星”。

尘埃环

旅行者2号飞船在1986年飞掠天王星时还探测到了两个新的环带：ζ环和λ环。

1986U2R/ζ环

1986年1月24日的17∶00（UT）左右，旅行者2号飞近了天王星，而且贴近了天王星的环平面，拍摄到了6环之内最内层区域的照片（图6），发现了一个新的环带，当时就给了一个临时性的编号：1986U2R（后来被命名为ζ环）。这是天王星的一个内环，是一个极其暗弱的环带，在此前未曾、在此后也再未被旅行者2号拍摄到。

直到2003～2004年期间，此环才被地面上威力最强的望远镜再次观测到。2003年，位于太平洋夏威夷岛上的10米口径的凯克望远镜也在天王星的6环之内发现了一个暗弱的环带，把它称作ζ环。经分析研究，这个ζ环的位置与1986U2R的位置相近，但又略有不同。ζ环从离天王星中心41350千米一直延伸到37850千米处，然后逐渐暗淡更延伸到32600千米、甚至27000千米处（该处离天王星大气层的云顶已只有约12000千米）。ζ环向内侧延伸的部分就是【表2】中右侧【WIKI】表中的ζc和ζcc环。后来IAU正式定名时就把这些环带都统称为“ζ/(1986U2R)”环。

2007年，ζ环再次被凯克望远镜观测到，此时ζ环竟显得特别明亮，以至超过其他所有环带亮度的总和。此时，天王星光环的环平面正对向我们地球的方向，正处于所谓的“环平面相交事件（ring-plane crossing event）”的时期。

1986U2R/ζ环在不同时期的不同亮度及形态，可能主要是由于环带所处的相对位形不同而引起的。天王星环与土星环一样，自身并不发光，是依靠散射或反射太阳的光线才发光的，因此在太阳、环平面和观测者三者相互位形不同的情况下，环面或环带所呈现的亮度也是不一样的。大致来说，此种位形光线可分为三类，一类是后向散射（反射），一类是前向散射，还有一类是侧向散射。ζ环在上述1986年1月24日旅行者2号飞船飞掠时以及凯克望远镜2003年和2007年观测时，太阳、环平面和观测者三者的关系正是处在各种不同的位形上。

图6 天王星的内环区域。右上角是天王星圆面的边缘，中下部的一条亮带是6环，其间就是新发现的1986U2R（ζ）环。该环带在6环之内约1500千米，宽度为3000千米左右，内侧距天王星的云顶约11000千米。（原图由旅行者2号在1986年1月24日的17:00（UT）左右拍摄，其时距天王星11.7万千米，图像的分辨率约16千米）。

根据不同的位形上环带所呈现的亮度分布，我们又可以分析研究环带中的物质分布和物理状态。而对于1986U2R/ζ环亮度变化情况的分析表明，此带的物质基本上是由极其微小的、甚至是只有微米尺度的微尘组成，因而被称为是尘埃带。

1986U1R/λ环

1986年1月24日，旅行者2号在越过6环之内的区域后，更进入了天王星背向太阳那一面的阴影之中，此时，太阳的光线通过天王星环的前向散射到达旅行者2号，原先许多未曾观测到的、极其暗弱的环带一下子都变得明亮起来（图7），这些环带显示的形态就好像是一张密纹唱片似的，以至与土星的光环系统都有点相像了。

此时在ε环的内侧突然出现了一个新的环带，其亮度甚至超过了ε环，研究者当时就用一个临时的编号标记为1986U1R，后来被正式命名为λ环。

图7 上部那条最亮的亮带是新发现的λ环，而外侧那条孤立的环带则是先前已经发现的ε环。 （1986年1月24日的21:30（UT）左右拍摄，其时旅行者2号距天王星23.6万千米，图像的分辨率约33千米）。

图8 左侧是上图的一部分，是前向散射光的图像；右侧则是图2中的一部分，是1986年1月21日时旅行者2号飞船在天王星向阳面一侧时拍摄的，是一种后向散射光的图像。左图和右图比对，即可看出1986U1R（λ环）的位置。两图中ε环的错位，是由于两张照片拍摄时旅行者2号的空间位置不一（偏心）所造成的。

为了分析和识别这些环带，NASA的科学家们把新的照片与先前拍摄到的照片进行了比对（图8）。图中上部那条最亮的细带就是新发现的环，此环在ε环之内，而在“牧羊犬卫星” 天卫六（Cordelia）的外侧，其宽度也只有1～2千米。

在图2中，λ环应该就紧挨在ε环的内侧，原是一个极其暗弱的环带，一般的情况下几乎观测不到，所以图中也未有显现。

λ环在不同观测位形下所显示的显著的亮度差别的特性，与ζ环亮度变化情况十分相似，它的物质组成也基本上是微米量级尺度的微尘，因而也是一个典型的尘埃环。

由图8还可以看到，在已经发现的那些环带之间，还存在着大量更暗、更薄的尘埃环，而其中有些环带也许还只是多个暂时存在的环弧。对这些环带，现今都还未予以命名。

外环

在2003～2005年期间，哈勃空间望远镜又探测到一对早先未知的暗环，一开始的临时编号为R/2003U1和R/2003U2，后来被正式命名为μ环和ν环。

μ环和ν环现被称为天王星的外环系统，最外面的是μ环，其直径是里面那个较亮的η环的两倍。二者的宽度分别为17000千米和3800千米。图9是哈勃望远镜2005年拍摄到的图像。

在探测到μ环和ν环的同时，哈勃望远镜还新发现了天王星的两颗小卫星天卫二十六（Mab）和天卫二十七（Cupid）。天卫二十六的轨道几乎就正在μ环亮度分布的最亮处，而且很可能就是μ环中的物质来源。ν环的位置在天卫十二（Portia）和天卫十三（Rosalind）之间，但在环带的内部则并不包含任何卫星。对于这一位形上μ环和ν环所显示的如此高的亮度，还表明这两个环带中也应包含着大量微米尺度的尘埃颗粒。

图10是哈勃望远镜探测发现的这两个环带和两个小卫星相对位置分布的示意图。

天王星外环系统的这一状态，与土星光环的G环及E环的情况十分相似，因为土星E环也是极其宽阔，而且其尘埃物质也来源于环带中的一颗卫星——土卫二（Enceladus）。

此后对1986年旅行者2号飞船拍摄到的光环前向散射光的照片重新进行分析，也检测出了μ环和ν环的清晰图像。

图9 哈勃望远镜2005年拍摄到的μ环（R / 2003 U1）和ν环（R / 2003U2）

后来，位于夏威夷的凯克望远镜也观测到了天王星的μ环和ν环。但在近红外2.2μm波段上凯克望远镜只检测到了μ环，而未观测到ν环；这意味着μ环内的物质颗粒非常小，仅只有亚微米的量级，而如此微小的颗粒，可能是由水冰组成的。

图10 哈勃望远镜发现的两个新的环带——μ环（R / 2003 U1）和ν环（R / 2003U2）以及两个新的卫星——天卫二十六（Mab）和天卫二十七（Cupid）。

图11 凯克天文台于2006年4月公布的天王星外环的照片，最外面的μ环呈蓝色，而里面的ν环呈红色。 （由凯克望远镜拍摄）

图11是凯克天文台在2006年4月公布的天王星光环系统的一幅精美的新图像，图中中间的ν环偏红，而最外面的μ环则偏蓝。μ环颜色的偏蓝也进一步意味着其物质成分中含有水冰。

对于天王星环观测研究的主要内容，包括环带中物质粒子的来源和这些环带的年龄或寿命等问题。

外环带和尘埃带中的粒子小至只有微米的量级，如此小尺度的微粒在环带中的寿命一般只有100～1000年，它们必须要能得到源源不断的补充，其来源应该是由较大尺度物质颗粒的碰撞产生；而那些较大尺度物质颗粒，则可能来自于其他有关的环带、小卫星，甚至是天王星系统外的流星体。

主带各环中的粒子较大，但尺度一般也只有几厘米至一米量级。但主环的各个环带都很窄，除了ε环之外，其他都不到10千米。根据环带稳定性的理论研究，物质粒子在这类环带中的寿命也不能超过100万年。即使是较宽的ε环（约100千米），其寿命也不会超过6亿年。

因此，天王星环的年龄要比天王星小得多，应该是在天王星形成之后才出现的。现一般认为，天王星环可能是天王星演化史上发生的一次高速的撞击或是潮汐力撕碎了卫星一部分而形成的碎片残余。

图12 NASA公布的天王星和它的光环的合成照片。2011年哈勃望远镜拍摄，其时天王星离地球40亿千米，而且它的白昼面正好对向地球。

天王星的光环虽然不及土星光环那样的壮丽，但也是太阳系的奇迹之一。天王星环带中还有许许多多重大的疑谜等待着人类去探索、去发现！土星上有光环，天王星上有光环，那么其他行星上是否也会有光环呢？

（责任编辑 张长喜）