行星环_百度百科
行星环引指围绕旋转的物质构成的环状带，是因质量巨大的行星的引力而形成。太阳系中拥有行星环的行星有木星、、和。日，天文学家公布距离地球420的J1407b行星拥有30多个光环，光环总直径达1.2亿公里，是的200多倍。
行星环基本介绍
对于远离太阳的来说，除了有其绕转的卫星外，还有另一类绕转的物体，这就是行星光环，行星光环的形成在于其环绕的物质离行星更近，这些物质的质量不很大，
因而物质团块的体积在不很大时就会超过它的洛希体积（如果星体体积大于它的洛希体积，则星体上的物质就会由于另一颗星的引力而流出，像的两颗子星交换物质那样），使它们不能凝聚成一个大的卫星，而只能形成环绕行星的运动的连续分布的物质系——即光环，例如著名的光环就是这样形成的。行星光环色彩由构成光环的物质的大小决定。构成行星光环的微粒体积不同对白色的程度就有差异，体积较大的微粒对太阳光的散射接近色谱红色区域，而体积较小的微粒则靠近蓝色。现已知道，木星、和都有光环。不过它们的光环比较暗弱，不像那样明亮，比较容易在地面上用望远镜发现而已。
行星环的形成有三种可能的方法：来自原本就存在于内，不能形成卫星的物质；来自遭受巨大撞击后产生的碎屑；或是在洛希极限内受到潮汐力拉扯而瓦解的天然卫星产生的碎屑。多数的环被认为是不稳定的，经过数千万或数亿年的岁月后就会消失，但是看起来非常的古老，可以追溯至太阳系的早期。
环内的微粒有各种不同的组成，它们可能是硅酸盐或冰的尘粒，也可能有大的岩石和卵石，并且于2007年在土星环内侦测到来自8颗小卫星造成的潮汐效应。
行星环组成物质
观测发现，中的粒子会由于彼此之间的碰撞而不断聚合成一个大的物体，当物体的直径超过50米以后，又会由于其它团粒的碰撞而分开，这是由于它的表面的引力已经由于其体积的增大而小于行星对它的引力，因而自身体积已经超出了洛西体积的缘故，因而继续碰撞的结果是使它瓦解而不是使它的体积继续增大，因此正是由于行星的引力限制了它的团粒的继续增长，使它不能像离行星较远的
团粒那样，聚合成一个更大的星体。对于处于光环以外的卫星，也会像把引力施加在行星上产生那样施加在光环上，产生出物质的潮汐摄动现象，这种作用会把光环中那些具有和卫星公转周期成整数比的运动清扫出去，形成光环中的环缝，这叫做引力，例如就是由和土星距离大小不等的A、B、C、D四个同心环组成，这些环彼此间具有宽度大小不等的几条窄缝，就是由于上述原因形成的。中的几条环缝也是这样形成的，它主要由木星的引力摄动形成，叫做科克伍德缺口；不过，人们也发现，对于小行星带来说，情况好像更加复杂一些，一些地方会由于引力共振而使星数减少，而另一些地方则会使星数增加，看来好像这种引力共振会产生两种倾向，一种是星数锁定效应，使此处星数增加，另一种则是星数解离效应，使此处的星数减少一些，这样看来，引力共振倒也像名副其实的共振，一些地方由于相长共振而使振幅加强，表现为星数的增加，另一些地方由于相消共振而是振幅减小，表现为星数的减少，因此，确切地说，引力共振不如更准确地叫引力相干为好一些。
行星环光环形成
早在1850年，法国数学家就推断出：由行星引力产生的起潮力能瓦解一颗行星，或瓦解一颗进入其引力范围的过往天体。这种起潮力能够阻止靠近行星运转的物质结合成一个较大的天体。，是一个重力稳定性的区域。据此，科学家们对行星环的成因进行了三种推测；第一，由于卫星进入行星的洛希极限内，从而被行星的起潮力所瓦解；第二，位于内的一个或多个较大的星体，被流星撞击成碎片而形成光环；第三，太阳系演化初期残留下来的某些原始物质，因为在洛希极限内绕太阳公转，而无法凝集成卫星，最终形成了光环。
不过，对于光环的成因，科学家们目前还只能是进行猜测而已。更令他们疑惑不解的问题是那些窄环的存在，因为根据常规，、大气阻力和都会对窄环造成破坏，使它消散在空间。究竟是什么物质保护着窄环使其存在呢？一些学者提出，一定有一些人们尚未观测到的小卫星位于 行星光环窄环的边缘，它们的使窄环得以形成并受到保护。这种观点被人们后来的发现所证实，因为人们不仅在土星而且在天王星的窄环中，也发现了两颗体积很小的伴随卫星，它们的复杂运动相互作用，使光环内的也缺乏规律性，也许这正是不同的行星环具有不同的形态的原因所在。
随着研究的深入，使人们当初的一种推测——行星环为太阳系演化初期残留下来的某些物质绕行星公转而成这一观点，受到了越来越多的学者的怀疑。比如，德国的一位天体学家认为，在1亿年前，一颗小彗星与一颗直径60英里的发生碰撞，从而形成。对于神奇的行星光环，科学家们仍然不断提出新的推测和假说。然而，随着天文新发现的增多，行星光环反而显得更加神秘莫测了。
伽利略号 的木星主环影像
行星光环是怎样形成的呢?首先，行星本身所在的空间的温度应足够低，以便能够保留大量的原始时期的，其次，行星的质量也要足够大，使行星的洛西限控制的空间半经延伸得足够远，很显然，不具备这样的条件，因此它们也就没有这样的光环存在，有光环的只可能是类木行星等一类质量较大、距离太阳较远的行星，这就是行星的光环为什么只存在于类木行星周围的原因，但是这个原因只是形成行星光环的一个基本原因，实际情况还是会因具体行星的情况不同而不同，木星由于质量大，时期产生的热量多，因而驱逐了星体周围的较多原始的剩余物质，形成的光环较窄，为石质的，而根据近年来的观测资料，土星的光环可能不是原先自发形成的，而是一颗大卫星碰撞破碎后瓦解而成的，只是碎片落在洛西限以内，不能再形成卫星而已，至于这颗大卫星本身，可能是它先前所俘获的一个天体，而天王星和的光环为石质和冰质颗粒相间组成，且环的宽度较大，其内部的部分可能是由于单纯的洛西限作用形成的，而它的外围部分则可能是由于更远处的几颗大卫星的潮汐摄动造成的，这种和木星对的摄动一样，将其轨道内的大部分原始的颗粒物质拉出，使剩余物质不能再因自身的引力聚合起来，形成较大的天体所致。
行星环举例
行星环木星环
随着行星际的发射，不断揭示出太阳系天体中许多前所未知的事实，的发现就是其中的一个。早在1974年“”探测器访问木星时，就曾在离木星约13万公里处观测到高能带电粒子的吸收特征。两年后有人提出这一现象可用木星存在尘埃环来说明。可惜当时无人作进一步的定量研究以推测这一假设环的物理性质。日和9月5日美国先后发射了&旅行者1号&和&旅行者2
号&。经过一年半的长途跋涉，&旅行者1号&穿过木星，这时它所携带的窄角照相机在离木星120万公里的地方拍到了亮度十分暗弱的的照片。同年7月，后其到达的&旅行者2号&又获得了有关木星环的更多的信息。
根据对空间飞船所拍得照片的研究，现已知道木星环系主要由亮环、暗环和晕三部分组成。环的厚度不超过30公里。亮环离木星中心约13万公里，宽6000公里。暗环在亮环的内侧，宽可达5万公里，其内边缘几乎同相接。亮环的不透明度很低，其环粒只能截收通过阳光的万分之一左右。靠近亮环的外缘有一宽约700公里的亮带，它比环的其余部分约亮10%，暗环的亮度只及亮度环的几分之一。晕的延伸范围可达环面上下各1万公里，它在暗环两旁延伸到最远点，外边界则比亮环略远。据推算，环粒的大小约为2微米，真可算是微粒。这种微米量级的微粒因辐射压力、撞击等原因寿命大大短于太阳系寿命。为了证实木星环是一种相对稳定结构这一说法，人们提出了维持这种小尘埃粒子数量的动态稳定的几种可能的环粒补充源。
行星环土星环
在太阳系中，土星被誉为美丽的天体，它戴着的光环曾被认为是不可思议的奇迹。在这4颗戴着光环的行星中，土星的光环最为壮观和奇丽。历史上首先发现的是意大利天文学家伽利略。伽利略用刚刚发明不久的观测土星，发现它的侧面仿佛有一些什么东西。由蜂窝般的太空碎片、岩石和冰组成。土星的自转轴和地球一样，也是倾斜的，土星的轴倾角是26.73°，地球则是23.45°。由于土星的光环和是在同一平面上，所以它是对着太阳（也对着我们）倾斜的。当土星运行到其轨道的一端时，我们可由上往下看见光环近的一面，而远的一面仍被遮住。当土星在轨道的另一端时，我们就可由下往上看到光环近的一面，而远的一面依然被遮住。土星从轨道的这一侧转到另一侧需要14年多一点。在这段时间内，光环也逐渐由最下方移向最上方。行至半路时，光环恰好移动到中间位置，这时我们观察到光环两面的边缘连接在一起，状如“一条线”。随后；土星继续运行，沿着另一半轨道绕回原来的起点，这时光环又逐渐地由最上方向最下方移动；移到正中间时，我们又看见其边缘连接在一起。因为非
常薄，所以当光环状如“一条线”时就好像消失了一样。
土星环位于土星的赤道面上。主要的土星环宽度从48公里到30.2万公里不等，以英文字母的头7个命名，距离土星从近到远的土星环分别以被发现的顺序命名为D、C、B、A、F、G和E.及土星环在太阳系形成早期已形成,当时太阳被宇宙尘埃和气体所包围,最后形成了土星和. 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环既宽又亮，它的内侧是C环，外侧是A环。A环和B环之间为宽约5，000公里的，
在太阳系的任何地方都没有像土星环那样的东西，或者说，用任何仪器我们也看不到任何地方有像土星环那样的光环。诚然，我们现在知道，围绕着木星有一个稀薄的物质光环，且任何像木星和土星这样的气体都可能有一个由靠近它们的岩屑构成的光环。然而，如果以木星的光环为标准，这些光环都是可怜而微不足道的，而土星的环系却是壮丽动人的。从地球上看，从的一端到另一端，延伸269,700公里（167,600英里），相当于地球宽度的21倍，实际上几乎是木星宽度的2倍。
1610，伽利略第一次透过他原始的望远镜观察土星时，发现它的形状有点奇怪，好像在其球体的两侧还有两个小球。他继续观察，发现那两个小球渐渐变得很难看见，到1612年年底时，终于同时消失不见了。其他天文学家也报告过土星的这种奇怪现象；但直到1656年，才提出了正确的解释。他宣称，土星外围环绕着一圈又亮又薄的光环；光环与土星不接触。天文学家在1675年发现A环和B环之间为宽约5，000公里的，1826年，德国血统的俄国天文学把外面的环命名为A环，把里面的环命名为B环。1850年，美国天文学家W.C.宣称，还有一个比B环更靠近土星的暗淡光环。这个暗淡光环就是C环，C环与B环之间并没有明显的分界。
到底是什么呢？J.D.卡西尼认为它们像铁圈一样是平滑的实心环。可是，1785年（后来他提出了星云假说）指出，因为环的各部分到土星中心的距离不同，所以受土星吸引的程度也会不同。这种引力吸引的差异（即我前面提过的效应）会将环拉开。拉普拉斯认为，光环是由一系列的薄环排在一起组成的，它们排列得如此紧密，以致从地球的距离看去就如同实心的一样。可是，1855年，麦克斯韦（后来他预言了电磁辐射宽频带的存在）提出，即使这种说法也未尽圆满。光环受而不碎裂的惟一原因，是因为光环是由无数比较小的陨星组成的，这些粒子在土星周围的分布方式，使得从地球的距离看去给人以实心环的印象。麦克斯韦的这一假说是正确的，现在已无人提出疑义。法国天文学家用另一种方法研究潮汐效应，他证明，任何坚固的天体，在接近另一个比它大得多的天体的时候，都会受到强大的作用而最终被扯成碎片。这个较小的大体会被扯碎的距离称为，通常是大天体赤道半径的2.44倍。这样，土星的洛希极限就是2.44乘以它的赤道半径60,000公里，即146,400公里，A环的最外边缘至土星中心的距离是136,500公里（84,800英里），因此整个环系都处在洛希极限以内。（也同样处在洛希极限以内。）
很明显，是一些永远也不能聚结成一颗卫星的岩屑（超过洛希极限的岩屑会聚结成卫星——而且显然确实如此），或者是一颗卫星因某种原因过分靠近土星而被扯碎后留下的岩屑。无论是哪一种情况，它们都是余留的一些小天体。（被作用的天体越小，潮汐效应也就越小，碎片小到某个程度之后，就不再继续碎裂了，除非两个小天体相互间偶尔碰撞。）据估计，如果将土星环所有的物质聚合成一个天体，结果将会是一个比我们的月亮稍大的圆球。[1]
行星环天王星环
天王行星光环
由于相对运动的关系，远方恒星有时会移动到太阳系天体如月亮、行星或小行星的正后方，这种现象称为。掩星发生时，如果近距天体没有大气，星光便立即消失。如果天体外围有大气，则星光在完全消失前会有一个略被减弱的过程。各类掩星发生的时刻可以通过理论计算非常准确地作出预报。
日曾发现一次天王星掩星的罕见天象，被掩的是一颗。中国、美国、澳大利亚等国的天文学家都对此进行了观测。意想不到的奇怪事情发生了，小星在预报被掩时刻前35分钟出现了&闪烁&，也就是星光减弱又迅即复亮。这种闪烁一连出现了好几次。当这颗星经天王星背后复现，或者说掩星过程结束后，闪烁现象又重复出现。以后，经过对观测结果的仔细研究，发现闪烁是因的存在而造成的。这是继1930年发现冥王星后本世纪太阳系内的又一重大发现。由于天王星环非常暗弱，过去即使在中也从未直接观测到过。1978年，美国用5米口径望远镜才在波长2.2微米的红外波段首次拍摄到天王星环的照片。
在随后的几年，天文学家共辨认出9条光环这些环都很窄，一般不足10千米，其中一条最宽的环叫ε环，约100千米。这些环都很暗，即使用世界上最大的也不能直接看到，因此虽然它们在本质上和土星光环并无区别，但天文学家却只称它们“环”，而不称它们“光环”。
日，“旅行者”2号在探测天王星时不但证实了这些环的存在，还发现了两条新环，使目前我们所知的王天星环达到11条。这些环大多是圆的，环与环相距较远。只有ε环较为特殊，是椭圆环。这些环有的呈深蓝色，有的偏红。环中的物质大部分是微小的尘埃，间或也有拳头、西瓜大小的石块，偶尔还有卡车那么大的岩石，中间夹杂着一些冰屑。[2]
行星环海王星环
由于拥有环的三颗行星——土星、木星和都属于类木行星，因而人们很自然会去猜想第四个类木行星——是否也存在环。美国杂志《空间与望远镜》1978年4月号曾报道，日就有人在60厘米中用肉眼看到过海王星环，并在次年为天文台台长查里斯所证实，后者甚至得出环半径为海王星半径1.5倍的结论。但因后人在寻找的多次观测中
海王星光环
均未发现环，这件事就渐渐被人淡忘了。本世纪80年代在发现的鼓励下，不少人试图通过事件来发现环，但对几次掩星观测结果的解释却是众说纷纭。有人报道发现了环，有人则说不存在环。对报道发现环的观测结果也有人认为可用其他原因来解释而否定环的存在。总之，海王星是否有环一时成了悬案。
1989年8月，&旅行者2号&探测器终于使这一悬案有了解答。当她飞近海王星时，发现海王星周围有3个光环隐藏在尘面下，而且外光环很不一般，呈明显弧状，沿弧有紧密积聚的物质。但有关系的具体情况至今仍不太清楚，还需要人们更多的探测和研究。
行星环J1407b星环
日，天文学家探测到首个像土星一样拥有环状系统的。这一光环十分巨大，如果“套”在土星上，会在夜晚看到比满月大数倍的光环。
这一行星名为J1407b，距离地球420，围绕J1407运转。它拥有30多个光环，光环总直径达1.2亿公里，是的200多倍。
荷兰和美国罗切斯特大学的研究人员表示，他们在J1407b的光环中至少发现了一个清晰的间隙，这应该是形成卫星后留下的痕迹，其质量在地球与火星之间
科学家预计，J1407b行星的光环在未来几百万年里会逐渐变厚，最终消失，凝聚成许多大的卫星。[3]
．百度百科[引用日期]
．百度百科[引用日期 ]
．网易新闻 ．[引用日期]
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基本解释&　　矮行星(dwarf
planet，亦称侏儒行星)是日国际天文联合会重新对太阳系内天体分类后新增加的一组独立天体，此定义仅适用于太阳系内。简单来说矮行星介乎于行星与太阳系小天体这两类之间，但会议后天文学家对此类天体定义仍有争论。详细解释&　　一、定义
　　在日在捷克首都布拉格举行的第26届国际天文学大会中确认了矮行星的称谓与定义，决议文对矮行星的描述如下：
　　以轨道绕着太阳的天体。
　　有足够的质量以自身的重力克服固体应力，使其达到流体静力学平衡的形状(几乎是球形的)。
　　未能清除在近似轨道上的其它小天体。
　　不是行星的卫星，或是其它非恒星的天体。
　　随后并把三颗已知的天体：冥王星、原为1号小行星的谷神星与柯伊伯带天体阋神星划入矮行星之中;而该会未来亦会把外海王星天体或者小行星带的一些符合定义的太阳系天体划入矮行星之列。与行星定义的不同处只在矮行星未能清除在轨道上相邻的小天体，因而使冥王星从行星改列为矮行星，因为它未能清除柯伊伯带上邻近的小天体，而矮行星将选自传统中被认为是较小天体的小行星。
　　根据国际天文联会(IAU)最新数据，矮行星共有5颗：谷神星、冥王星、阋神星、鸟神星、妊神星。
　　二、候选矮行星
　　名称 分类 直径 质量
　　2005 FY9(Easterbunny) 类QB1天体 公里(?) 不详
　　Orcus 类冥天体 840-1880公里 6.2-7.0&1020千克
　　塞德娜 黄道离散天体 公里 1.7-6.1 & 1021千克
　　2003 EL61(Santa) 类QB1天体 约1500公里 ~4.2 & 1021千克
　　夸欧尔 类QB1天体 989-1346公里(?) 1.0-2.6 & 1021千克
　　2002 TC302 黄道离散天体 &1200公里 不详
　　伐楼拿 类QB1天体 ~936公里 ~5.9&1020千克
　　2002 UX25 类QB1天体 ~910公里 ~7.9&1020千克
　　2002 TX300 类QB1天体 &900公里 不详
　　伊克西翁 类冥天体 &822公里 不详
　　在过去，查龙(冥卫一)一直被视为冥王星的卫星，因为到现在都还没有明确的规范来区分&双星&(这里指的是两颗行星、矮行星或小行星)与附属卫星。在第26届国际天文联会会员大会原来的决议草案(5)中，查龙可能成为矮行星，原因是：
　　查龙的大小与形状满足成为行星的条件。(在最后决议中，皆成为矮行星的必要条件)
　　查龙与冥王星的质量比，使得两者的质心位置落在两者之间的空间中，而非在冥王星表面内的一点。
　　然而，这个定义在最后决议文本中并未被保留，在未来也不知是否会被加入。若相似的定义被采纳，查龙将成为矮行星的一员。
　　第二、第三和第四大的小行星(4号灶神星、2号智神星与10号健神星)也都可能成为矮行星，只要它们能达到流体静力平衡的形状(椭球体)。但目前还没有足够佐证资料。
　　三、大小与质量
　　矮行星质量和大小的上下限，在国际天文联会会员大会的5A决议案中并没有规范，没有严谨的上限，即使一个比水星还大的天体，若未能将邻近轨道的小天体清除掉，也许仍然会被归类为矮行星。
　　下限则是以能否达到流体静力平衡的形状概念来规范，但是对这类物体的大小和形状尚未定义完成。在国际天文联会的5号决议案原先建议的是质量大于5&1020公斤，直径超过800公里，但是在最后决议的5A案中未予以保留，因此以观测经验为依据提供的建议是要根据对象的历史变化和构成来作认定。
　　根据部分天文学家的说法，新定义可能会使矮行星的数量增至超过45颗。
　　四、轨道优势(Orbital dominance)
　　阿伦、哈洛德、史蒂文和其它的天文学家对能否清除邻近轨道的小天体做为矮行星和其它八颗行星的区别仍有争议，因为要移除邻近轨道的小天体必需经由碰撞、捕获、或是重力扰动。这个观念是结合了轨道优势与使行星的候选者必须在质量上比邻近天体的总质量大许多，矮行星则因为质量太小而不足以像行星那样对身处的环境造成重大的改变。而阿伦和哈洛德发现在最小的地球型行星和最大的小行星与库柏带天体之间的&L有5个数量级的明显差异存在：
　　*ME 地球质量。
　　**&L/&LE = M2/P, 是质量(地球质量=1)平方除以公转周期(年)之比值。
　　***& = M/m，M 是天体的质量，m是共享轨道的其它天体的质量总和。
　　五、矮行星和其它的太阳系天体分类
　　国际天文联会以天体在太阳系内的位置、组成或历史，在第26届会员大会的5A决议案中，将太阳系的天体归类为三种类别：行星、矮行星、和太阳系小天体代替早先的分类。这个决议将小行星、外海王星天体(TNO)和彗星都视为太阳系小天体。
　　没有了这些分类(小行星、外海王星天体、和彗星)，太阳系的天体都将归类至行星、矮行星、和太阳系小天体，而她们可能是也可能不是后者类别的子集合。
　　太阳系小天体在脚注3的文字说明是当前包含在太阳系的小天体，大多数的外海王星天体(TNO)、彗星、和其它的小天体，虽然在技术上仍是模棱两可，但暗示了彗星和其它小天体是太阳系小天体的子集合。使用的字是大多数，因而表明小行星和外海王星天体只是部份包含在太阳系小天体的分类之内。这与谷神星、冥王星和Eris被归类为矮行星，不是太阳系小天体的结果是一致的。
　　一个合理的结论是：尽管已经被归类为矮行星，谷神星仍将继续做最大的小行星，冥王星和Eris也依然是外海王星天体。
　　六、种类
　　国际天文联会26届会员大会的6A决议案认可冥王星是外海王星天体中新类型的标准。这个类别的命名和精确性质并没有定义，但在决议前的辩论中成员曾以冥王星对象、冥王星的天体来称呼，但前者有贬损的意味并且在最后的草案中(6b)被摒弃了;后者在大会8月24日的表决中也没有赢得多数人的认同。目前这个类别的名称已经被定为无名残余。
　　在进行定义的初期过程中，这个类别(称类冥行星)曾被定义为轨道周期超过200年的行星，而且轨道倾斜比传统大了许多。
　　符合类冥天体一类只适合于外海王星天体中轨道周期、倾斜、和扁率像冥王星的天体。矮行星可能属于也可能不属于这一类，但所有这些的都是矮行星。
　　除了冥王星之外，属于这一类的天体仍都不明确，冥王星最大的卫星查龙如果归类为矮行星时，可能会另成一类。阋神星和列在上面候选矮行星之列，轨道周期都在下限附近，但轨道倾斜度和扁率都有各自的特性，然而这些不都是等于或大于冥王星的天体。夸欧尔的扁率和轨道倾斜则与类冥天体不尽符合。
　　七、前景
　　今年将再次讨论是否将冥王星回归到行星行列中。
　　八、用行星指数界定矮行星
　　把行星指数28.18348