行星环(由尘埃和小卫星等组成的围绕行星的盘或环)

行星环（planetary 圆环）是指围绕行星旋转的物质构成的环状带。在太阳系中，除了土星、木星、天王星和海王星拥有星环外，只有小行星Chariklo和Haumea拥有星环。这些已知的星环系统之所以能够稳定存在，是因为它们靠近母星，潮汐力阻止了星环内物质堆积形成卫星。

1610年，意大利物理学家伽利略·伽利莱（Galileo Galilei）首次观测到土星环，但未能清楚看出环的本质。1655年，荷兰天文学家克里斯蒂安·惠更斯（Christiaan Huygens）使用一台更好的望远镜，发现土星有一个环。1883年，康芒斯（Commons）拍摄了第一张土星环的照片。 1977年，天王星从一颗编号为SAO158687号的暗恒星前面经过，出现了罕见的掩星天文现象。经过天文学家们的分析，确认天王星也有光环。1979年，旅行者1号探测器飞掠木星时成功发现了木星环。1989年，旅行者2号探测器发现了海王星环。2015年，天文学家公布距离地球420光年的1SWASP J140747.93-394542.6b行星拥有30多个光环。2023年，科学家发现，太阳系边缘的一颗名为“创神星”的矮行星也拥有行星环。

行星环的起源理论主要包含潮汐理论、凝聚理论和碰撞理论三种模式。其中，潮汐理论认为即在洛希极限之外形成的卫星走近行星时被行星的潮汐力所瓦解，从而形成行星环；该模式认为，环粒在行星的引力作用下被局限在一定的区域，不致因轨道衰变而落向行星，而粒子之间的引力使它们聚集在一起，形成更大的物体从而形成行星环；碰撞理论认为起初在现在的环位置上有一个或几个卫星，这些卫星在被流星撞击后撞击出的碎片不再被母体重新捕获，而构成绕行星转动的环。

行星环一般位于靠近行星的位置，在洛希半径内。行星环并不是固态的天体，而是数十亿独立的粒子，它们围绕着行星运动，各自有各自的轨道，并随着时间的变化，可能发生质量和形态的改变。具体来说：行星环内粒子的碰撞会逐渐减少能量并使行星环变得越来越宽；而且，有些天体向行星移动，有些则远离行星和附近的小卫星的引力相互作用会拉近粒子间的距离，同时减缓环的解体，但无法完全阻止其解体。并且，行星环里的粒子还会不断遭到太阳周围运行、碰巧靠近行星的陨星的轰击，它们会侵蚀行星环，逐渐减少它的质量，不过当卫星遭到撞击而喷射出碎片时，这些碎片可以用来补充行星环。

历史

土星环

1610年，伽利略·伽利莱通过望远镜观测土星环（Rings of Saturn），他看到的是一颗有着模糊边界的行星，当时他把这个模糊边界解释成土星的两颗大卫星，一边一颗。伽利略虽然未能看出环的本质，但他却是第一个观测土星环的人。1655年，荷兰科学家克里斯蒂安·惠更斯发现土星被一个固体环所包围，他认为这些环是一个具有相当厚的实心圆盘。1664年，朱塞佩·坎帕尼（Giuseppe Campani）观察到土星环的外半部分比内半部分亮度低，但没有意识到这是两个独立的环。

1675年，意大利天文学家乔凡尼·卡西尼（Giovanni Domenico Cassini）确定土星环由多个较小的环组成，它们之间有间隙，这就是著名的卡西尼环缝。 1776年，威廉·赫歇尔（William Herschel）提出土星被两个固体环围绕着，并对300英里外的土星环的厚度做出了最早的估计。

1850年，威廉·邦德（William Bond）和乔治·邦德（George Bond）观测到一条横跨土星的暗带，紧邻B环的内边缘。查尔斯·塔特尔（Charels Tuttle）认为这可能是由B环内的暗环引起的，后来该暗环正式被确认为C环。1859年，詹姆斯·麦克斯韦（Maxwell）证明，不均匀的固体环、固体小环或连续的流体环也不稳定，这表明该环必须由许多小粒子组成，所有小粒子都独立地绕土星运行。1883年，康芒斯拍摄了第一张土星环的照片。 1895年，詹姆斯·基勒（James Keeler）和威廉·坎贝尔（William Campbell）证实了詹姆斯·麦克斯韦的推论，即土星环是由小粒子组成的。

1967年，沃尔特·费贝尔曼（Walter Feibelman）发现了E环。 1969年，皮埃尔·盖林（Pierre Guerin）发现了可能存在D环的证据。1979年，先驱者11号飞越土星，发现了F环，并确认了E环。1980-1981年，旅行者1号探测器和旅行者2号探测器飞越土星，收集了关于土星环的新信息并发现了G环。 2018年12月，美国航空航天局(美国国家航空航天局)领导的一项研究显示土星正在失去自己标志性的土星环，速率达到此前根据旅行者1号探测器和旅行者2号探测器观测估算的最大值。在引力和磁场的共同作用下，土星环的冰物质颗粒以尘埃雨的形式落入土星。

天王星环

1977年3月10日，天王星从天秤座中一颗编号为SAO158687号的暗恒星前面经过，出现了罕见的掩星天文现象。中国、美国、澳大利亚、印度和南非的天文台都进行了观测。其中以詹姆斯 L. 爱略特（James Ludlow Elliot）等在柯依伯航空天文台（Kuiper Airborne Observatory，缩写为KAO）所作的观测最有名。他们从光变曲线的次掩情况推断出天王星有五个环，依次命名为和环。中国紫金山天文台和北京天文台联合观测到主环（环）掩星事件，并与北京大学谢衷洁、程乾生合作，用数理统计方法检测到另外四个小环。之后爱略特等学者对观测资料作了综合分析，指出在内侧存在三个小环，在环与环之间也有一个小环，从而使天王星环总数达到9个。

1980年中国宣布在环外侧检测到两个小环信息。同年8月15日，欧洲南方天文台的布歇（P.Bouchet）等作了一次天王星掩星观测，除了再次证实天王星原有的九个环外，还额外获得七次掩星事件，其中2次在环和环之间，5次在环外侧。已经确定的九个环全部位于大约一万千米的狭窄范围以内。最内的环在天王星表面智商16000千米，最外的环比天卫五轨道低78000千米。除环外，所有环的宽度约为3~8千米。环的宽度的变动范围从20千米到100千米。1986年1月24日，旅行者2号探测器以每小时72000千米的速度飞掠天王星时，又发现了天王星的11个环，纠正了9个环的认识。

2023年4月，美国航空航天局的韦布空间望远镜捕捉到了天王星环（Uranian 圆环）。天王星共有13个光环，该次拍到的照片展示了其中的11个。天王星光环由不大反射阳光的岩石和尘埃构成，因此大多数望远镜很难捕捉到它们。截至2023年4月，除了韦布，只有两台望远镜拍摄到了天王星光环的图像，其中一台在"旅行者2号"探测器上，另一台是位于美国夏威夷的凯克望远镜。

木星环

1931年，厄罗普金（Eropkin）在作木卫（Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ）食的照相观测时曾发现一个现象：远远早于食始，亮度开始变暗，然后继之以一个亮度不变阶段（或为第二个极大亮度，如木卫Ⅲ食情形），以后才是亮度急剧减少的真正木卫食。1936年林克（F. Link）猜测，这可能表示木星附近有一尘埃层或类似土星纱环那样的木星环。1974年，“先锋”11号访问木星时，在离木星中心径向距离为

（千米，为木星半径）处探测到高能带电粒子的吸收特征，亦即在粒子通量随时间变化的曲线上呈现多重峰结构。用现有的已知木星卫星都不能说明这一现象。木星环（Jupiter's 圆环）是1979年由旅行者1号探测器发现的。木星环的发现是旅行者1号飞掠木星时直接拍到的。旅行者1号把镜头对着木星赤道上方的黑暗虚空，曝光了672秒，最终发现了木星环。在1995年到2003年间环绕木星运行的伽利略号木星探测器收集的数据证明，这些光环是在流星体撞击靠近木星的小卫星的作用下产生的。木星光环是弥散透明的，由亮环、暗环和晕三部分组成。亮环在暗环的外边，晕为一层极薄的尘云，将亮环和暗环整个包围起来。木星环是由大量的尘埃和黑色的砾石组成，不反光，肉眼无法看到，以周期为7小时左右的速度围绕木星旋转。暗淡单薄的木星环套在庞大的木星身躯上，发现它确实是极不容易的。

海王星环

与太阳系的其他行星相比，海王星环的发现是比较曲折的。20世纪80年代，由于拥有环的三颗行星——土星、木星和天王星都属于气态巨行星，因而人们猜想第四个类木行星——海王星是否也存在环。据美国杂志《空间与望远镜》1978年4月号报道，1846年10月10日就有人在60厘米反射望远镜中用肉眼看到过海王星环，并在次年为剑桥大学天文台台长查理斯所证实，后者甚至得出环半径为海王星半径的1.5倍的结论。但是后人在寻找海王星卫星的多次观测中都没有发现环，这件事就渐渐被淡忘。

1968年以来人们多次观测到海王星掩星的次掩，但从观测资料推断海王星环仍不确切。1989年8月26日，旅行者2号探测器发现海王星环（海王星's 圆环）。海王星有5个由尘埃和碎片构成的大型星环。里面的三条比较模糊，可能是由卫星碎片构成的；外面的两条环比较明亮，较里面的环完整；最外面的环只有几段弧特别亮，仔细观察后发现，原来环中嵌有七八团冰块（最大的直径有10~20千米），其他的则是很小的冰晶和砾石。2022年9月，美国航空航天局的詹姆斯·韦伯空间望远镜太空望远镜首次拍摄海王星的照片。在韦伯的新照片中显示了海王星环，除了几个明亮的窄环，韦伯图像清楚地显示了海王星较暗的尘埃带。

J1407b行星环

被誉为“超级土星”的J1407b行星诞生于约1600万年前，是一颗年轻的星球。该行星距离地球420光年，约是土星体积的40倍。它拥有30多个光环，光环总直径达1.2亿千米，是土星星环的200多倍；在其“尘埃”中，可能有些和地球质量相当。J1407b轨道周期约为10年，质量可能的范围是10到40个木星质量。

2012年，荷兰莱顿天文台和美国罗彻斯特大学天文学家新发现了一个巨大的环系——他们看见一颗类日恒星1SWASP J140747.93-394542.6出现了持续几周的“日食”。与此同时，天文学家们提出这是因为它旁边有一颗年轻的气态巨行星或褐矮星J1407b，而环绕J1407b的圆盘处于正在形成卫星的时期。按该环系的比例，比土星环系还要大、还要重。肯沃西小组结合以往研究，用自适光学和克里斯蒂安·多普勒光谱学估计了环状物的质量，其巨大环系不断遮挡了J1407发出的光。天文学家们预计，这些环在今后几百万年里会变得越来越薄甚至消失，因为环系物质会形成卫星。研究人员鼓励业余天文学家检测1SWASP J140747.93-394542.6b，这有利于发现环的下一次消失时间，推测其环伴星的质量。

创神星环

天文学家发现，不仅巨型行星周围存在行星环，小天体周围也有。如半人马座Chariklo小行星和矮行星妊神星。天文学家发现，所有已知的致密环都位于离母星足够近的地方（处于洛希极限内），即潮汐力阻止了具有合理密度的物质聚集成卫星。创神星于2002年首次被美国天文学家发现，它的直径大约1110千米，与太阳之间距离约为地日距离的44倍。创神星拥有一颗半径约80千米的卫星（创卫一），在行星环外运行。2023年2月，科学家发现，太阳系边缘的一颗名为“创神星”的矮行星也拥有行星环。探测到的环轨道距离中心体7.4倍半径，远远超出创神星的洛希极限。这表明洛希极限并不能决定环物质的位置。局部碰撞模拟表明，基于实验室实验的弹性碰撞可保持一个远离中心体的环。此外，创神星的环轨道接近创神星的1/3自旋轨道共振，这是Chariklo小行星环和妊神星环的共同特性，表明这种共振在小天体的环约束中起着关键作用。

形成与演化

形成推断

行星环的起源理论主要包含潮汐理论、凝聚理论和碰撞理论三种模式。

潮汐理论

该模式认为，在洛希极限之外形成的卫星走近行星时被行星的潮汐力所瓦解，从而形成行星环。科学家们提出，大约2亿年前一颗土星的卫星破碎了，它的碎片形成了土星环，即土星环的形成符合潮汐理论模式。

凝聚理论

该模式认为，环粒在行星的引力作用下被局限在一定的区域，不致因轨道衰变而落向行星，而粒子之间的引力使它们聚集在一起，形成更大的物体从而形成行星环；研究表明，海王星的环系因该种原因形成。

碰撞理论

按照该模式，起初在现在的环位置上有一个或几个卫星，它们比环粒的平均大小大得多，但又足够小，使得由流星撞击产生的碎片能从它们表面逃逸。在一定条件下，撞击出的碎片不再被母体重新捕获，而构成绕行星转动的环。研究表明，木星环系和天王星的环系因该种原因形成。

未来演化

行星环会随着时间而发生变化，行星环内粒子的碰撞会逐渐减少能量并使行星环变得越来越宽。有些天体向行星移动，有些则远离行星。和附近超小卫星的引力相互作用会拉近粒子间的距离，同时减慢环的解体，但无法完全阻止其解体。行星环里的粒子不断遭到太阳周围运行并靠近行星的陨星的轰击，它们会侵蚀行星环，逐渐减少它的质量。不过，当卫星遭到撞击而喷射出碎片时，这些碎片可以用来补充行星环。这已经足够在太阳系的生命周期内维持木星、天王星和海王星的环系，但对于质量较大的土星环来说，可能不够。

土星环无论是规模还是质量都比其他星环要大，构成它的粒子也和其他星环不同。土星环几乎完全由纯水冰构成，这也是它比其他星环更明亮的原因。土星环的质量会随着时间而减少，并且被掠过石陨石的黯淡岩石物质污染。2018年发表在美国行星科学期刊《伊卡洛斯》上的一项研究显示，土星的引力正在将土星环中由水冰组成的颗粒吸入上层大气，在这种引力的作用下，土星环会在3亿年后消失。如果将美国土星探测器卡西尼号发现的落向土星赤道的“环雨”（在重力的作用下，土星环中的尘埃颗粒和其它材料在不断地降至土星地表）考虑在内，土星环将会在1亿年内消失。

结构与特点

土星环

距离土星从近到远的土星环分别按被发现的顺序命名为D、C、B、A、F、G和E环。其中，B环最宽、最亮，质量也最大。土星环位于土星的赤道面上。在空间探测以前，从地面观测得知土星环有五个，其中包括三个主环（A环、B环、C环）和两个暗环(D环、E环)。B环内侧是C环，外侧是A环。A环和B环之间为宽约5000千米的卡西尼号缝，它是天文学家卡西尼在1675年发现的。B环的内半径91500千米，外半径116500千米，宽度是25000千米，可以并排安放两个地球。A环的内半径121500千米，外半径137000千米，宽度15500千米。C环很暗，它从B环的内边缘一直延伸到离土星表面只有12000千米处，宽度约19000千米。1969年在C环内侧发现了更暗的D环，它几乎触及土星表面。在A环外侧还有一个E环，由非常稀疏的物质碎片构成，延伸在五、六个土星半径以外。

1979年9月，“先驱者” 11号探测到两个新环──F环和G环。F环很窄，宽度不到800千米，离土星中心的距离为2.33个土星半径，在A环的外侧。G环离土星很远，展布在离土星中心大约10～15个土星半径间的广阔地带。“先驱者”11号还测定了A环、B环、C环和卡西尼缝的位置、宽度，其结果同地面观测相差不大。“先驱者”11号的紫外辉光观测发现，在土星的可见环周围有巨大的氢云。环本身是氢云的源。

除了A环、B环、C 环以外的其他环都很暗弱。土星的赤道面与轨道面的转轴倾角较大，从地球上看，土星呈现出南北方向的摆动，这就造成了土星环形状的周期变化。土星环内除卡西尼号缝以外，还有若干条缝，它们是质点密度较小的区域，但大多不完整且具有暂时性。只有A环中的恩克缝是永久性的，不过，环缝也不完整。科学家认为这些环缝都是土星卫星的引力共振造成的，犹如木星的巨大引力摄动造成小行星带中的柯克伍德缝一样。“先驱者”11号在A环与F环之间发现一个新的环缝，称为“先驱者缝”，还测得恩克缝的宽度为876千米。由观测阐明土星环的本质，要归功于美国天文学家基勒，他在1895年从土星环的反射光的多普勒频移发现土星环不是固体盘，而是以独立轨道绕土星旋转的大群质点。土星环掩星并没有把被掩的星光完全挡住，这也说明土星环是由分离质点构成的。1972年从土星环反射的雷达回波得知，环的质点是直径介于4到30厘米之间的冰块。

木星环

木星的光环分为主环、晕环和纱环三部分。主环离木星中心1.72~1.81木星半径，宽6400千米，厚度不到30千米，亮度比较均匀，中部稍亮。主环的外部边界在木卫十六的轨道上。晕环暗于主环，从主环向木星弥漫，厚20000千米。薄纱环分“内薄纱环”和“外薄纱环”，薄纱环从主环的外边届向外延展到大约3.1木星半径处，非常暗，越向外越暗，在木卫五和木卫十四轨道处最暗。木星的主环以微米大小的尘埃居多，也有厘米以上的颗粒。晕环和纱环由更细小的尘埃组成。不同于其他环系，在木星环系的动力学中电磁作用更重要。环质点是很年轻的（千年甚至更少），主要来源于流星体撞击木卫十六或十四或环内未见的小“母”卫星以及木卫一的火山尘。木星环系很暗，地球上不能直接看到。

天王星环

天王星共有13个光环，天王星光环由不大反射阳光的岩石和尘埃构成，因此大多数望远镜很难捕捉到它们。天王星环被分割成许多分立的环。每条环都是由数以百万计的一起绕天王星运行的块状物质构成的，它们的平均直径大约为1米，由冻结的甲烷构成的。天王星的多数细环都很暗，并且基本上都在天王星的赤道平面之内。天王星的光环宽度一般小于10千米。特殊的是环，它是偏心率较大（0.079）的椭圆且各处宽度不一，近天王星处窄（约20千米）。远天王星处宽（约100千米）。而离天王星最近的U2R环是宽约3000千米的暗带。天王星的各环都是很薄的，厚度小于150米、从多波段探测资料推断，环质点主要是最大的（直径为50厘米到几米）或许有少量微米大小的尘埃。它们是非常暗的，表面不是水冰，而是暗物质（碳氢化合物或碳）。

海王星环

海王星有5个由尘埃和碎片构成的大型星环。它们分别是加勒环（Galle 圆环）、列维尔环（Le Verrier ring）、拉塞尔环（Lassell ring）、阿拉哥环（Arago ring）和亚当斯环（Adams ring）。最接近海王星的环是加勒环，距离海王星2.6万英里，而最远的环是距离海王星3.91万英里的亚当斯环。最外的亚当斯环恰在海卫六的轨道外面，环的半径为海王星半径的2.53倍，宽度小于500千米，它是窄而连续的，但在经度40°范围有大致等距的三段多尘亮弧。最内的加勒环和最外的拉塞尔环是较宽的。而列维尔环和阿拉哥环是窄的。此外，在亚当斯环之内有不连续的环与海卫六共轨。亚当斯环所含质点的密度比其他三颗气态巨行星的光环密度都大。当旅行者飞船的射电讯号通过海王星的光环时，各环都没有从散射效应观测出来，这表明各环都没有厘米以上大小的质点。实际上旅行者飞船在太阳光被摄光环时所摄取的图像中才可以看到海王星的光环，这说明海王星的光环由尘埃大小的质点所组成。海王星环的一个与众不同的特征是亚当环(Adam 圆环)内部存在5个弧形结构，即不完整的环。

物理性质

四颗“类木行星”都有自己的光环，但各自光环中的物质颗粒大小、物质颗粒种类、物质颗粒数量以及物质颗粒的物理性质皆不相同。具体如下表所示：

共性

土星环、木星环、天王星环和海王星环这四个环系的分布及内卫星，虽各有特点，但也有一些共性。

第一：行星环系一般在洛希极限之内，而卫星一般在洛希极限之外，但木星和土星的外环有些超出洛希极限，又有些卫星在洛希极限之内，说明行星环系的实际情况比洛希理论复杂。

第二：行星环系都在行星的赤道面附近。

第三：环系的总质量都远小于行星及大卫星的质量。

第四：各环都由分离的质点组成，而不是单一整体。

第五：环及环缝的结构受行星、卫星（尤其“牧羊”卫星）的引力约束。

第六：截至21世纪20年代的行星环系是年轻的，环系演化程度较大，环质点会碰撞破坏及散失，也会不断的得到补充。

主要组成

观测与探测

传统天文观测

业余观测

一般来说，行星环相对于行星及一些较为明亮的恒星来说是相对暗淡的。因此，观测行星环十分不易。对于普通天文爱好者来说，想要凭借非专业的光学天文望远镜观测太阳系外行星或天王星和海王星的行星环，可以说几乎不可能。土星距离地球较近，且本身亮度较高、体积较大，行星环宽度较大、色彩比较丰富，易于利用非专业的光学天文望远镜观测。在气象条件较好的情况下，甚至使用双目望远镜就有可能实现对土星行星环的观测。

现代天文观测即航天器深空探测

学术研究

美国“伽利略”探测器于1995年至2003年对木星系统进行了探测，新的研究结果显示，围绕木星旋转的由微小粒子组成的环对行星所起的作用超过科学家想象。在木星的白昼，尘埃粒子在太阳的照射下呈现正电荷；在木星的黑夜，尘埃粒子呈现为负电荷，这个复杂的变换从很大程度上决定了尘埃粒子的运动特性。马普太阳系研究所的研究人员介绍说，星球尘埃粒子电荷的变换不仅对了解木星系统有意义，而且对行星的诞生都起决定性的作用。木星环就像太空中的一个实验室，透过它可以研究尘埃状的天体物理过程。

2015年9月，科学家研究显示，环绕土星的其中一个灰尘残骸环比其它环年轻，其直径是由1米直径冰晶岩石体组成，形成于1亿年前一颗土星卫星碰撞残骸体。科学家使用卡西尼号探测器勘测数据，测量当土星环与太阳射线交叉时的温度发现土星环最外部的“A环”，比预计的温度更高。这是因为土星A环比其它环状结构更年轻，其它环状结构形成年代可能与土星相近。该研究报告发表在《icarus》杂志上，科学家基于卡西尼探测器勘测数据获得此项研究结果。

2023年2月，一支国际天文研究团队发现一颗名为创神星的小行星拥有一个行星环，依据洛希极限推论，那个位置不可能出现行星环，而是应该存在一颗卫星。在此之前天文学家观测到的行星环全部位于洛希极限范围内。创神星的行星环出现的位置是迄今发现的唯一例外。关于洛希极限难以解释这个行星环的存在，一种可能是，创神星可能曾经另有一颗卫星，但它遭到“破坏性撞击”，产生的碎块后来形成了一个行星环，不过这个行星环“存在的时间非常短，能够观察到它的概率非常低”，而科学家们侥幸观察到它。另一种可能是，冰颗粒聚集的理论“需要修正”，冰颗粒可能不会总像人们预期的那样迅速聚集起来、形成大些的天体。

应用与价值

通过观测行星环，科学家可以获得许多有用的科学信息。行星环可以给科学家带来行星的化学组成、形成过程等诸多信息。对于前者，往往采用光谱分析法，通过分析行星环发射的光线组成，分析这个行星环到底由何种物质组成，其基本的结构是怎么样的等等；而对于后者，则是通过对行星环相对位置、形态等外部信息的研究，探索其围绕行星形成过程的奥秘。