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Title: 土星 (Saturn)
Section: abstract

土星，為太陽系八大行星之一，至太阳距离（由近到远）位於第六、体积則僅次於木星。並與木星同属氣體（類木）巨行星。古代中国亦称之为鎮星、填星。據說，古人觀察鎮星呈黃色，黃色於「五行」屬土，而命名為土星。而其他语言中土星的名称基本上来自希臘/羅馬神話传说，例如在欧美各主要语言（英语、法语、西班牙语、俄语、葡萄牙语、德语、意大利语等）中土星的名称来自于羅馬神話中的农业之神萨图尔努斯（拉丁文：Saturnus），其他的还有希臘神話中的克洛諾斯（泰坦族，宙斯的父親，一说其在罗马神话中即萨图尔努斯）、巴比倫神话中的尼努尔塔和印度神话中的沙尼。土星的天文符號是代表农神萨图尔努斯的鐮刀（Unicode: ♄）。土星主要由氫組成，還有少量的氦與微痕元素，內部的核心包括岩石和冰，外圍由數層金屬氫和氣體包覆著。最外層的大氣層在外观上通常情况下都是平淡的，雖然有时会有長时间存在的特徵出現。土星的風速高達1,800公里/時，風速明顯比木星快。土星的行星磁場強度介於地球和更強的木星之間。土星有一個顯著的行星環系統，主要的成分是冰的微粒和較少數的岩石殘骸以及塵土。已經確認的土星的衛星有146顆。其中，土卫六（泰坦）是土星系統中最大和太陽系中第二大的衛星（半徑2575公里，太陽系最大的衞星是木星的木衛三，半徑2634公里），比行星中的水星還要大；並且，土卫六是唯一擁有明顯大氣層的衛星。此外，土星距離地球13億千米，其自转周期约为10小時42分0秒，约为地球自转周期的一半。
Title: 土星 (Saturn)
Section: 物理特性

由於其低密度、高速自轉和流體的可變性，土星的外形呈现为一個橢球體，也就是極軸相对扁平而赤道相对突出，它的赤道直径和两极直径之比相差大约10%（前者120,536公里，後者108,728公里）。其它氣體行星雖然也是橢球體，但突出程度都較小。雖然土星核心的密度遠高於水，但由於存在较厚的大氣層，土星仍是太陽系中唯一密度低於水的行星，它的比重是0.69 公克/公分³。土星的質量是地球的95倍，相較之下木星質量是地球的318倍，但木星的直徑大约仅为土星的1.21倍。木星和土星一起在太陽系持有總行星質量的92%。
Title: 土星 (Saturn)
Section: 物理特性
Subsection: 內部構造

土星被稱為氣態行星，但它並不完全是氣態的。行星主要包括氫氣，在密度為0.01 g/cm3以上時氫氣變成了非理想液體。此密度被達到在包含99.9％土星質量的半徑。从行星內部直到的核心的溫度，壓力和密度全都是穩步上升，使在行星的更深層導致氫氣轉變成金屬。雖然只有少量的直接資料，但標準的行星模型表明，土星的內部結構仍被認為與木星相似，即有一個被氫和氦包圍著的小核心。岩石核心的構成與地球相似但密度更高。在核心之上，有更厚的液體金屬氫層，然後是數層的液態氫和氦層，在最外層是厚達1,000公里的大氣層，也存在著各種型態冰的蹤跡。估計核心區域的質量大約是地球質量的9–22倍。土星有非常熱的內部，核心的溫度高達11700°C，並且輻射至太空中的能量是它接受來自太陽的能量的2.5倍。大部分能量是由缓慢的重力压缩（克赫歷程）产生，但这还不能充分解释土星的热能制造过程。額外的热能可能由另一种机制產生：在土星内部深处，液态氦的液滴如雨般穿过较轻的氢，在此过程中不断地通过摩擦而产生热。
Title: 土星 (Saturn)
Section: 物理特性
Subsection: 大氣層

土星外圍的大氣層包括96.3%的氫和3.25%的氦，可以偵測到的氣體還有氨、乙炔、乙烷、磷化氫和甲烷。上層的雲由氨的冰晶組成，較低層的雲則由硫化氫铵（NH4SH）或水組成。相對於太陽所含有的丰富的氦，土星大氣層中氦的豐盈度明顯低得多。對于比氦重的元素的含量，目前所知不甚精確；但如果假設與太陽系形成時的原始豐盈度是相當的，则可估算出這些元素的總質量是地球質量的19–31倍，而且大部分都存在於土星的核心區域。
Title: 土星 (Saturn)
Section: 物理特性
Subsection: 雲層

土星的上层大氣與木星相似（在相同定义的前提下），同樣都有著一些条纹；但土星的条纹比較暗淡，并且赤道附近的条纹也比較宽。從底部延展至大約10公里高處，是由水冰構成的層次，溫度大約是-23 °C。在這之後是硫化氫氨冰的層次，延伸出另外的50公里，溫度大約在-93 °C，在這之上是80公里的氨冰雲，溫度大約是-153 °C。接近頂部，在雲層之上200 公里至270 是可以看見的雲層頂端，由數層氫和氦構成的大氣層。土星的風速是太陽系中第二高的，仅次于海王星，航海家計劃的數據顯示土星的東風最高可達500 m/s（1,800公里/時）。直到航海家探測器飛越土星，比較纖細的条纹才被觀測到。然而從那之后，地基望遠鏡也被改善到在通常情况下都能夠觀察到土星的這些細紋。土星的大氣層通常都很平靜，偶爾會出現一些持续较长时间的長圓形特徵，以及其他在木星上常常出现的特徵。1990年，哈伯太空望遠鏡在土星的赤道附近觀察到一朵極大的白雲，是在航海家與土星遭遇時未曾看見的，在1994年又觀察到另一朵較小的白雲風暴。1990年的白雲是大白斑的一個例子，這是在每一個土星年（大約30個地球年），當土星北半球夏至的時候所發生的獨特但短期的現象。之前的大白斑分別出現在1876、1903、1933和1960年，并且以1933年的最為著名。如果這個週期能夠持續，下一場大風暴在大約2020年發生。來自卡西尼號太空船的最新圖像顯示，土星的北半球呈現與天王星相似的明亮藍色（見下圖）。這種藍色非常可能是由瑞利散射造成的，但因為當時土星環遮蔽住了北半球，因此從地球上無法看見這種藍色。天文學家通过分析紅外線影像发现土星有一個“溫暖”的極地漩渦，這種特徵在太陽系內是独一无二的。天文學家认为這個點是土星上温度最高的點，土星上其他各處的溫度是-185 °C，而该漩渦处的溫度则高達-122 °C。在航海家1號的影像中最先被注意到的是一個長期出現在78°N附近，圍繞著北極的六邊形漩渦（土星六邊形）。不同於北極，哈勃太空望遠鏡所拍摄到的南極區影像有明顯的“噴射氣流”，但沒有強烈的極區漩渦，也沒有“六邊形的駐波”。但是，NASA報告卡西尼號在2006年11月觀測到一個位於南極像颶風的風暴，有著清晰的眼壁。這是很值得注意的觀測報告，因為在過去除了地球之外，沒有在任何的行星上觀測到眼壁雲（包括伽利略號太空船在木星的大紅斑上都未能發現眼壁雲）。在北極的六邊形中每一邊的直線長度大約是13 800 公里，整個結構以10h 39 m 24s自轉，與行星的無線電波輻射週期一樣，這也被认为是土星內部的自轉週期。這個六邊形结构像大氣層中可見的其他雲彩一樣，在經度上沒有移動。這個现象的规律性的起源仍在猜測之中，多數的天文學家認為是在大氣層中某種形式的駐波，但是六邊形也許是一種新型態的極光。在實驗室的流體轉動桶內已經模拟出了多邊型结构。
Title: 土星 (Saturn)
Section: 物理特性
Subsection: 磁層

土星有一個簡單的具有對稱形狀的內在磁場——一个磁偶極子。磁場在赤道的強度为0.2 高斯（20 µT），大約是木星磁場的20分之一，比地球的磁場強大，為地球的20倍；由于强度遠比木星的微弱，因此土星的磁層僅延伸至土衛六軌道之外。磁層产生的原因很有可能與木星相似——由金屬氫层（被稱為“金屬氫發電機”）中的电流引起。与其他的行星一樣，土星磁層會受到來自太陽的太陽風內的帶電微粒影響而產生偏轉。衛星土衛六的軌道位于土星磁層的外圍，并且土衛六的大氣層外层中的帶電粒子提供了等离子体。
Title: 土星 (Saturn)
Section: 軌道和自轉

土星和太陽的平均距離超過了1 400 000 000 公里（9天文單位），軌道上运行的平均速度是9.69 公里/秒，所以土星上的一年（即土星繞太陽公轉一周）相当于10 759个地球日（或是29.4571地球年）。土星的橢圓軌道相對於地球軌道平面的傾角為2.48°，因為離心率為0.056，因此土星與太陽在近日點和遠日點（行星在軌道路徑上與太陽最近和最遠的兩個點）之間的距離變化大約為155 000 000 公里。土星可見的特徵（如六邊型風暴）的自轉速率根據所在緯度的不同而有所不同，各个的區域的自轉周期如下：“系統I”的週期是10 h 14 min 00 s（844.3°/d），包含的是赤道區域，從南赤道帶的北緣延伸至北赤道帶的南緣；其他的緯度都屬於週期為10 h 39 min 24 s（810.76°/d）的“系統II”；基于航海家飛越土星時發現的無線電波，“系統III”的週期為10 h 39 min 22.4 s（810.8°/d）；因為與系統II非常接近，它可以很大程度上替代系統II。然而，其精確的內部周期仍然未能確定。卡西尼太空船在2004年接近土星時，發現無線電的週期又有可察覺的增加，达到10 h 45 m 45 s（± 36 s）。造成變化的原因仍不清楚，但这种变化被认为是由于無線電的来源在土星內部不同的緯度上运动而改变了自轉週期，而不是出自土星本身自轉週期上的變化。而後，在2007年，無線電发射被發現沒有跟隨著行星一起旋转，而可能是由等离子体圓盤的對流造成的，它也與除了行星的自轉之外的其他因素有關。有报道指出，这种測量到的自轉週期的變化也許是由土星衛星土衛二上的噴泉活動造成的。由這種活動而散佈進入土星軌道的水蒸氣被电离，从而影响了土星的磁場，使得磁場的旋转速度相對於土星的自轉被稍稍降低。目前還沒有方法可以直接測定土星核心的自轉速率。在2007年9月的報告中，根據各種測量结果（包括卡西尼、航海家和先鋒號的報告）綜合而得的對土星自轉的最後估計值是10小時32分35秒。根據卡西尼號探測器收集的數據，2019年估計10小時33分38秒。
Title: 土星 (Saturn)
Section: 土星环

土星最為人知的莫過於它的行星環系統了，土星環被认为是太陽系內所观察到的令人印象最深刻的景觀。
Title: 土星 (Saturn)
Section: 土星环
Subsection: 歷史

土星因为它美丽的行星环而出名，它也是最早被發现具有光环的行星。1610年7月，伽利略用他自制的望远镜观察到了土星環，但因為望遠鏡成像不好，他並没有意識到這是一個環。他在写给托斯卡纳大公的信上说到：“土星不是單一的個體，它由三個部份組成，這些部分幾乎都互相接觸著，並且彼此間沒有相對的運動，它們的連線是與黃道平行的，並且中央部份（土星本體）大約是兩側（環的邊緣）的三倍大”。他也把土星描述成是有「耳朵」的。在1612年，土星環以側面朝向地球，因此看起來似乎是消失不見了，伽利略因此而感到困惑不解，「是土星吞掉了它的孩子？」（指的是希臘神話中，农神為了防止他們的子孫造反奪權，會吃掉自己的孩子）。然後，在1613年他又再次看見了環，這使伽利略更加困惑。在1655年，克里斯蒂安·惠更斯觀測到完整的土星環，他使用了一个比在伽利略时代能得到强大得多的望远镜。惠更斯觀測土星並寫道：「它（土星）被一個薄且平坦的環環繞著，环与土星沒有接觸，並且相對黃道傾斜。」在1675年，乔瓦尼·卡西尼確定土星環由許多較小的環組成，中間並且有縫存在著，其中最明顯的環縫在不久之後被命名為卡西尼縫。卡西尼縫存在於A環和B環之間，寬度有4800 公里。在1859年，詹姆斯·克拉克·馬克士威提出土星環不可能是固體的，否则將會因為不穩定而碎裂。他认为環是由為數眾多的小顆粒組成的，每個颗粒都獨立地環繞著土星运行。透過光譜學的研究，立克天文台的詹姆斯·基勒在1895年證實了馬克士威的理论。
Title: 土星 (Saturn)
Section: 土星环
Subsection: 物理特性

使用简单的現代望遠鏡或是品質精良的雙筒望遠鏡就可以看見土星環。它在赤道上從距離土星6630公里延伸至120700公里處，但平均的厚度大約只有20米，主要的成分93%是水冰和少量參雜在其中的複雜有機懸浮物托林，其餘7%是無定型的碳，它們的大小從塵土的斑點到一輛小汽車的大小都有。關於土星環的起源有兩種主要的理論。一種理論是在19世紀提出的起源於洛希極限，認為環原本是土星的一顆衛星，因為軌道的衰減而落入洛希極限的範圍內，因本身不夠緊密而被潮汐力扯碎（參見洛希極限），這種理論又演變出衛星被小行星或彗星撞擊而瓦解的學說。第二種理論認為它并非来自衛星，而是從形成土星的原星雲中直接形成的。在環中最大的空隙是卡西尼縫和恩克環縫，土星的恩克環縫是在1837年5月28日由恩克於柏林發現的，從地球上就可以看見。兩艘航海家號太空船都發現環實際上是由數以萬計稀薄的小環和空隙構成的複雜結構體。這些結構的產生被認為有好幾種不同的成因，許多是由于土星衛星引力的拉扯造成的。其中一些明显的是由土星的微型卫星如土衛十八经过时形成，而其他更多的成因还有待發現；並且有一些小環似乎是由牧羊犬衛星在維護的，像是土衛十六和土衛十七。其他的縫隙可能是與質量較大的衛星軌道週期產生共振造成的，土衛一維繫著卡西尼縫的存在，還有更多的環狀結構因為受到其他衛星週期性的擾動而產生螺旋狀的波浪。來自卡西尼號太空船的資料顯示土星環有自己的大氣層，與行星本身無關而獨立存在。大氣中有氧分子（O2），這是來自太陽的紫外線作用與環中的冰而產生的。水分子之間的鏈結受到紫外線的刺激產生化學作用釋放出並拋出了氣體，尤其是O2。根据这一模型，大氣層中也存在氢气（H2）。这种O2和H2组成的大氣層是如此稀薄的，以至于如果均匀分散在環的各处，它的厚度只有一個原子。環中也有稀薄的OH（氧化氫）氣體，如同O2一樣，這些氣體也是水分子的崩解導致的，但这一分解是由高能量離子轰击土衛二拋射出來的水分子所造成的。這些大氣層儘管是非常的稀薄，依然還是可以被在地球上空的哈伯太空望遠鏡檢測出來。土星在它的亮度上呈現複雜的樣式。光度的變化大多可以歸咎於環的變化，並且在每個軌道週期有兩個循環的變化。由於行星軌道的離心率，使得疊加在北半球衝的時候比在南半球衝時更為明亮。在1980年，航海家1號飛越土星時顯示F-環是由三條細環像編辮子一樣的糾結在一起，而呈現出複雜的結構；現在知道是在外面的二個環有突起的瘤，造成交织和糾結成團的假象，比較暗的第三個環則在它們的內側。
Title: 土星 (Saturn)
Section: 土星环
Subsection: 光环暗面

土星光环是連貫成一整個環的，但人為上或會把其分為朝着太阳與背着太阳的一面。而環的背向太陽的一小部分，因為被土星遮擋，只能由太空船如美国国家航空航天局卡西尼—惠更斯号拍攝並傳送回來；比较一下来自2004年3月卡西尼号的與来自先驱者11号的图象：
Title: 土星 (Saturn)
Section: 土星环
Subsection: 環上的輪輻

在1980年以前，對土星環的結構和行為完全都以萬有引力的作用來解釋。航海家太空船在B環上發現被稱為“輪輻”的輻射線狀特徵，這些無法用同樣的方法來解釋，因為它們的存在和繞著環的轉動，是與軌道力學不一致的。這些輪輻在背景散射光下呈現黑暗，而在前景散射光下顯得明亮。它們被假設是懸浮在圓環平面上的微塵，受到電磁的交互作用而聯繫在一起，因此它們的轉動是與土星的磁氣層同步。但是，造成輪輻的確實機制仍然不清楚。在25年之後，輪輻再度被卡西尼號觀測到。它們看起來有季節性的變化，在土星的仲冬或盛夏時消失不見，當土星接近分點時又再度出現。在2004年初，當卡西尼太空船抵達土星時這些輪輻都未出現。基于目前对于輻條的成因的模型，一些科学家推测這些輪輻要到2007年后才会出現。然而，通过对卡西尼拍摄的環影像的持续尋找，發現輪輻在2005年9月5日重新出現。
Title: 土星 (Saturn)
Section: 衛星

土星有為數眾多的衛星。精確的數量尚不能確定，所有在環上的大冰塊理论上來說都是衛星，而且要區分出是環上的大顆粒還是小衛星是很困難的。已經確認的衛星有146顆，其中53顆已經有了正式的名稱。此外，有證據表明，土星環中有數十至數百個直徑為40-500米的小衛星，不被認為是真正的衛星，現在已經確認的衛星有89顆。許多衛星都非常的小：34顆的直徑小於10公里，另外13顆的直徑小於50公里，祇有7顆有足夠的質量能夠以自身的重力達到流體靜力平衡，它們與地球的衛星——月球的比較表見下方。土衛六，土星最大的衛星，是太陽系中第二大的衞星，也是唯一有濃厚大氣層的衛星，而土星絕大多數的衛星都不大。除了太陽、太陽系的八大行星和木星的衛星木衛三之外，土衛六是太陽系內最重的天體。土衛六的質量佔了環繞土星天體（包括土星環和其他質量在土衛六的百分之一到百萬分之一的小天體）的总质量的90%。土星第二大的衛星土衛五可能有自己的環系統。傳統上，土星的衛星的英文名称都以希臘神話中的巨人來命名，這種慣例源自威廉·赫歇爾，土衛一（“Mimas”）和土衛二（“Enceladus”）的发现者，他在自1847年出版的《在好望角的天文觀測成果》中提出了这种命名法，理由是Mimas和Enceladus是克洛諾斯（希腊神話中的Saturn）的兄弟姐妹。每一顆衛星發現的時間請參考衛星發現時間列表。
Title: 土星 (Saturn)
Section: 土星的探索
Subsection: 古代觀測

在史前時代就已經知道土星的存在，在古代，它是除了地球之外已知的五顆行星中最遠的一顆，並且有與其特性相符的各式各樣的神話。在古羅馬神話中它是農神，從這顆行星所採用的名字，它是農業和收穫的神祇。羅馬人認為他與希臘神克洛諾斯，希臘人認為最外層的行星是神聖的克洛諾斯，而羅馬人也承襲這個傳統。在印度占星學，有9個占星用的天體，像是著名的納瓦格拉哈歷（Navagraha，梵文：नवग्रह），土星是其中之一，稱為“Sani”或“Shani”，法官在眾行星之中，由大家共同評判各自的行為是好或是壞。古代的中國和日本文化依據中國的五行之說選定這顆行星是土星，是在傳統上用於自然分類的元素之一。在古希伯來語，土星稱為“Shabbathai”，它的天使是卡西爾（Cassiel），意思是智慧之神或有益於身心的；是Agiel（精靈），它更為黑暗的一面就是惡魔（lzaz）。在奧圖曼土耳其使用的烏爾都語和馬來語，它的名稱是“Zuhal”，是從阿拉伯文زحل轉化過來的。使用口徑1.5公分的望遠鏡就能看見土星環，但直到1610年伽利略用望遠鏡看了才知道它的存在。他雖然起初認為是在土星兩側的衛星，直到克里斯蒂安·惠更斯使用倍數更高的望遠鏡才看清楚並認為是環。惠更斯也發現了土星的衛星土衛六。不久之後，卡西尼發現了另外4顆衛星：土衛八、土衛五、土衛三和土衛四。在1675年，卡西尼也發現了著名的卡西尼縫。之後一段時間都沒有進一步的有意義發現，直到1789年威廉·赫歇爾才再發現兩顆衛星：土衛一和土衛二。形狀不規則的土衛七和土衛六有著共振，是在1848年被英國發現的。在1899年，威廉·亨利·皮克林發現土衛九，一顆極度不規則衛星，它沒有如同更大衛星般的同步轉動。菲比是第一顆被發現的這種衛星，它以周期超過一年的逆行軌道繞著土星公轉。在20世紀初期，對土衛六的研究在1944年確認他有濃厚的大氣層－ 這是在太陽系的衛星中很獨特的特徵。
Title: 土星 (Saturn)
Section: 土星的探索
Subsection: 先鋒11號飛越

1979年的9月，先鋒11號成為拜訪土星的第一個人造天體，它從距離行星雲層頂端20 000 公里處飛越，獲得了低分辨率的行星和一些衛星的影像，但影像的解析力上不足以分辨表面的特徵。這艘太空船也觀察了環，發現了環縫中有稀薄的物貭，換句話說，環縫不是空無一物的。先鋒11號也測量了土衛六的溫度。
Title: 土星 (Saturn)
Section: 土星的探索
Subsection: 航海家的飛越

在1980年11月，航海家1號太空船拜訪了土星系統，送回了第一批行星、環和衛星的高分辨率影像，這是第一次人们可以看清土星表面的變化和围绕着它的各式各樣的衛星。航海家1號執行了近掠土衛六的任務，使人们對這顆衛星大氣層的認識增進了許多。但同时，它也證實了可見光是難以穿透土衛六大氣層的，因此還是未能观察到土衛六表面的詳情。這次的近掠也改變了太空船的航向，使它的飞行轨道偏离了太陽系的平面。差不多在一年之後的1981年8月，航海家2號繼續對土星系統進行研究，拍摄了更多土星衛星的近距离照片，並且也發現了土星環和大氣发生變化的證據。不幸的是，在飛越期間，太空船的轉動平台故障了兩三天，使得一些計畫中的影像無法拍攝。完成对土星的观测之后，太空船利用土星的重力拋射朝向天王星飛去。這艘太空船發現並確認了一些新的衛星在接近環或環的內部環繞著土星，也發現了一些新的小環縫：馬克士威縫（在C環內的縫）和Keeler環縫（在A環內一個寬42 公里的環縫）。
Title: 土星 (Saturn)
Section: 土星的探索
Subsection: 卡西尼太空船

在2004年7月1日，卡西尼-惠更斯號太空船完成SOI（土星軌道切入）的操縱進入了在土星附近環繞的軌道。在SOI之前，它已經廣泛的研究過這個系統。在2004年6月，它首度近距離的飛越土衛九，並送回了高解析度的影像和數據資料。卡西尼號飛越土星最大的衛星，土衛六，並且用雷達影像獲得了大湖、海岸線以及許多海島和山的影像。在2004年12月25日釋放登陸艇惠更斯號之前，兩度飛越土衛六。惠更斯號在2005年1月14日登陸土衛六的表面，在大氣層中下降的途中和著陸以後送回了大量的數據。在2005年當中，卡西尼號多次飛越土衛六和其它的冰衛星。卡西尼號最後一次飛越土衛六是在2008年3月23日。從2005年初，科學家追蹤由卡西尼號發現的土星上的閃電。這些閃電釋放出的能量比地球上的閃電強了1,000倍。此外，科學家也相信這場風暴是曾經見過的最強烈的一種。在2006年3月10日，NASA宣佈經由卡西尼號的影像發現，在土衛二上的間歇泉噴發出的物質中含有液態水的證據，影像也顯示在冰冷的噴泉中有高聳的羽狀物散發出的液體顯示出有水的顆粒。依據加州理工學院安德魯英格索爾博士的解釋："太陽系其他的衛星有被數公里厚的冰凍外殼覆蓋著的液態水海洋，這與此處在地表之下數米，不超過10米的口袋中有液態水，不知會有什麼不同。"在2006年9月20日，卡西尼號的影像揭露了一個之前未曾發現過的行星環，在較明亮的主要土星環帶之外和G與E環之內。明顯的，這個環的來源是土星的兩顆衛星像隕石一樣碰撞的結果。在2006年7月，卡西尼號首度證明在土衛六的北極附近有碳氫化合物的湖，並在2007年1月獲得證實。在2007年3月，另外的影像發現在土衛六的北極附近有碳氫化合物的"海洋"，最大的一個幾乎有裏海那麼大。在2006年10月，太空船在土星的南極偵測到一個直徑5,000公里並有眼牆的颶風。 2013年9月卡西尼号在土星北极地区另发现了一个巨大的飓风，风眼直径2,000km，为地球上平均直径的20倍。其风速可达150 m/s。在2006年當中，太空船發現並證實了四顆新的衛星。它最初的任務在2008年完成第74圈的環繞之後即將結束。然而，美國國家航空暨太空總署在2008年4月15日已經宣布此一任務將再延長兩年。2017年，卡西尼号完成最后一次任务后进入土星大气，结束了对其长达十余年的观测分析。
Title: 土星 (Saturn)
Section: 最佳的觀測時機

土星是肉眼可見的五顆行星中距離最遠的一顆，其他四顆是水星、金星、火星和木星（天王星和灶神星在黑暗的環境下也能用肉眼看見），並且直到1781年發現天王星之前，是早期的天文學家所知道的最後一顆行星。以肉眼在夜晚看見的土星是一顆明亮的，發出淡黃色光芒的光點，光度通常在+1至0等之間，以29½年的週期在黃道上以黃道帶的眾星作為背景，繞行天球一週。多數人藉助於光學儀器（大的雙筒鏡或望遠鏡）的協助，以20倍以上的倍數，就能清楚的看見土星環。土星是外行星，在合日（視覺上接近太陽）前後兩個月以外，其他時間也適合觀測。而跟外行星的性質一樣，當衝日時是觀測土星最好時候，因為土星衝日時，土星最亮（約0等）之餘，視直徑（角直徑）也最大，而且衝日前後，整夜可見。在它出現在天空中可以觀賞的大部分時間，都是值得鼓勵大家觀賞的目標。在接近衝（行星的位置在離日度180°之處，也就是在天空中與太陽相對的方向上）的前後時段是觀賞土星和土星環的最佳時段。土星在2002年12月17日衝的時候，因為土星環以最有利的角度朝向地球，因此有最大的亮度。
Title: 妊神星 (Haumea)
Section: abstract

妊神星是柯伊伯带的一颗矮行星，正式名称为(136108) Haumea（符号：）。妊神星是太阳系的第三大矮行星，它的质量是冥王星质量的三分之一。2004年，迈克尔·E·布朗领导的加州理工学院团队在美国帕洛玛山天文台发现了该天体；2005年，奥尔蒂斯领导的团队在西班牙内华达山脉天文台亦发现了该天体，但后者的声明遭到质疑。2008年9月17日，国际天文联合会（IAU）将这颗天体定为矮行星，并以夏威夷生育之神哈乌美亚为其命名。在所有的已知矮行星中，妊神星具有独特的极度形变。尽管人们尚未直接观测到它的形状，但由光变曲线计算的结果表明，妊神星呈椭球形，其长半轴是短半轴的两倍。尽管如此，据推算其自身重力仍足以维持流体静力平衡，因此符合矮行星的定义。天文学家认为，妊神星之所以具备形状伸长、罕见的高速自转、高密度和高反照率（因其结晶水冰的表面）这些特点，是超级碰撞的结果；这让妊神星成为了碰撞家族中最大的成员，几颗大型的海王星外天体以及妊神星的两颗已知卫星亦是该家族的成员。
Title: 妊神星 (Haumea)
Section: 分类

妊神星是一颗类冥天体，该术语用于描述位于海王星轨道以外的矮行星。妊神星的矮行星地位，意味着它被认为有足够的质量以自身的重力维持近似圆球的形状，但不能清除邻近的小天体。尽管妊神星和球形相差甚远，但其椭球的形状肇因于高速旋转，类似水气球旋转时伸长的现象，而非其自身重力无法克服物质抗壓強度所致。妊神星曾在2006年被小行星中心归类为经典柯伊伯天体，但现已被除名。对标称轨线的研究表明，妊神星是五阶7:12共振天体，因为其35天文单位的近日点距离接近于海王星的稳定极限。帕洛玛山天文台的数字巡天曾于1955年3月22日发现过妊神星。但当时需要更多的观察以确定其是否处于运动状态。
Title: 妊神星 (Haumea)
Section: 发现争议

有两个团队主张自己才是妊神星的发现者。2004年12月，迈克·布朗领导的加州理工学院团队，在他们于2004年5月20日拍摄的一系列照片中，发现了妊神星。2005年7月20日，他们发表了一份报告的在线摘要，这份报告将在2005年9月的一场会议上宣布该发现。与此同时，在西班牙的内华达山脉天文台，若泽·路易斯·奥尔蒂斯·莫雷诺领导的安达卢西亚天体物理研究所团队，在拍摄于2003年3月7日至10日的一系列照片上，亦发现了妊神星。2005年7月27日晚，奥尔蒂斯在发给小行星中心的电子邮件中，披露了他们的发现。布朗发现，在西班牙团队宣布该发现的前一天，西班牙天文台曾经访问过他的观察日志，因此他怀疑他们盗窃了他的成果。布朗的日志中包含有足够多的信息，让奥尔蒂斯能够在2003年的照片中重新发现妊神星；7月29日，西班牙团队再次访问了他的日志，而这正好是奥尔蒂斯排到望远镜时间，获取确认照片以向小行星中心再次宣布其发现之前。奥尔蒂斯后来承认了他曾访问过加州理工学院的观察日志，但他否认了所有指控，表示他们仅仅是为了验证这是不是一颗新天体。根据国际天文联合会（IAU）的规定，首先向小行星中心提交微型行星的发现报告，并能提供确证轨道所需必要数据者，享有发现者的荣誉。成为发现者的最大好处是能够为行星命名。然而，当IAU于2008年9月17日宣布妊神星为矮行星时，并未提及任何发现者。IAU分别采用了西班牙团队的发现位置和加州理工学院的命名。奥尔蒂斯团队建议的名称，是古伊比利亚春天女神的名字“Ataecina”。
Title: 妊神星 (Haumea)
Section: 命名

在被赋予永久名称前，加州理工学院的发现者们曾将妊神星称为“圣诞老人”（Santa），以纪念它的发现日2004年12月28日（恰在圣诞节之后）。2005年7月，西班牙团队向小行星中心（MPC）报告了他们的独立发现。2005年7月29日，妊神星得到了首个官方称谓：临时编号2003 EL61，其中“2003”取自西班牙团队照片的拍摄日期。2006年9月7日，妊神星被正式编号为小行星136108号（(136108) 2003 EL61）。按照IAU既定的指引，经典柯伊伯带天体应以神话中的创造之神为名，2006年9月，加州理工学院团队向IAU提交了他们对(136108) 2003 EL61及其卫星的正式命名；这些名称由戴维·拉比诺维茨提出，取自夏威夷神话，用于“纪念发现这些卫星的地点”。哈乌美亚（Haumea）是夏威夷岛的保育女神，而莫纳克亚天文台正是坐落于夏威夷岛。此外，哈乌美亚还被视为大地之母帕帕女神，是天空之父瓦基亚的妻子；从这层意义上讲，以“哈乌美亚”为2003 EL61命名也是恰当的选择：与其他已知的典型柯伊伯带天体不同，2003 EL61没有厚厚的冰幔包裹着的小型岩石核心，而被认为几乎完全以固态岩石构成。再者，作为繁殖与生育女神的哈乌美亚，其众多子女来自她身体上的不同部位；这也契合了在一次远古碰撞中，大量冰体被认为从这颗矮行星上分离出去的事件。两颗已知的卫星亦被认为起源自该事件，并分别以哈乌美亚的两个女儿为名：妊卫一希亚卡（Hiʻiaka）和妊卫二纳玛卡（Nāmaka）。
Title: 妊神星 (Haumea)
Section: 轨道和自转

妊神星有着经典柯伊伯带天体的典型轨道，轨道周期为283地球年，近日点约为35天文单位，轨道倾角约28°。1992年初，妊神星经过了远日点，当前离太阳距离超过50天文单位。妊神星的轨道离心率略大于其碰撞家族的其他成员，据推测，是妊神星对海王星存在微弱的五阶12:7轨道共振所致；由于导致轨道倾角和离心率互换的古在效应，妊神星在近十亿年来逐渐偏离了其原始轨道。妊神星的目视星等为17.3，是柯伊伯带第三亮的天体，仅次于冥王星和鸟神星，使用大型业余望远镜也可轻易观察到。然而，由于行星和多数太阳系小天体大都形成于太阳系的原始盘中，位于共同轨道路径上；因此，绝大多数早期的远距天体观测都将目光聚集于共同平面在天空上的投影中，亦即黄道上。随着对黄道附近天区的探索逐步充分，后来的天文观测开始探索轨道倾角较高的天体，以及平均运动更慢的远距天体。当这些观测覆盖到妊神星所在天区时，高轨道倾角、（当前）距离黄道甚远的妊神星终被发现。妊神星的亮度波动周期很短，只有3.9小时，唯一的解释是其自转周期也是这一长度。这要快于其余已知的太阳系平衡天体，以及其余已知的直径大于100千米的天体。妊神星的高速自转被认为是一次碰撞导致的，这次碰撞同时创造了妊神星的卫星及其碰撞家族。
Title: 妊神星 (Haumea)
Section: 物理属性

由于妊神星带有卫星，可以根据开普勒第三定律由卫星轨道计算出该系统的质量。其结果为4.2×1021千克，为冥王星系统质量的28%，月球质量的6%。几乎所有的质量都集中在妊神星上。
Title: 妊神星 (Haumea)
Section: 物理属性
Subsection: 大小、形状和构成

太阳系天体的大小可根据天体的光学星等、距离和反照率推算出来。对地球观察者而言，亮度越高的天体，要么是由于体积较大，要么是由于具有高反照率。假如可以确定天体的反照率，那么就可以粗略地估计出它们的大小。大多数远距天体的反照率是未知的，但妊神星因为有足够大的体积和亮度而能够测量其热辐射，这为其反照率提供了近似值，并进而能推算出它的大小。然而，妊神星高速的旋转对它的尺寸计算造成了阻碍，根据可变形体的转动物理学可以得出，转速与妊神星相当的天体在100天内就能从平衡形态变形为不等边椭球形。据推测，妊神星亮度波动的主要原因并不是由其自身各处反照率不同导致的，而是从地球观测时侧视图与端视图的交替所致。妊神星光变曲线的周期和振幅主要受其构成的限制。假如妊神星的密度低若冥王星，是由厚实的冰幔包裹小型岩心构成，那么它的高速自转会将其自身拉得更长，从而超过其亮度波动所能允许的范围，但这与观测结果不符。因此，妊神星的密度就被限制在了2.6–3.3 g/cm3之间。在此密度范围内的有橄榄石和辉石等硅酸盐矿物，太阳系中许多岩石类天体均由这类物质构成。这意味着妊神星的主体由岩石构成，而表面覆盖有一层相对较薄的冰；妊神星曾经是一颗更加典型的柯伊伯带天体，有着厚实的冰幔，但在形成其碰撞家族的那次撞击中，大部分冰体被撞离了该行星。处于流体静力平衡下的天体，如果给定其自转周期和大小，则随着密度的增加，其形状将越来越接近球形。以妊神星已知的精确质量、自转周期和预测的密度推算，可知其处于椭球平衡中：其最长轴应该接近于冥王星的直径，而最短轴约有冥王星直径的一半。由于尚未直接观测到妊神星或其卫星的掩星现象，因此暂时无法像冥王星那样，准确测量出它的大小。目前，天文学家们已为妊神星的大小推算了数个椭球模型。第一个模型产生于妊神星发现之初，由地基天文台观测所得光变曲线的光学波长推算出：总直径在1,960到2,500千米之间，可见光反照率（pv）大于0.6。最有可能的形状是三轴椭球体，大小约为2,000×1,500×1,000千米，反照率为0.71。根据斯皮策空间望远镜的观测结果，妊神星的直径为1150+250−100 千米，反照率为0.84+0.1−0.2，红外测光得出的红外线波长为70微米。后来对光变曲线的分析表明，妊神星的等效圆直径为1,450千米。2010年，综合斯皮策望远镜和赫歇尔空间天文台的测量结果分析，得出了妊神星新的等效圆直径约为1,300千米。根据上述独立推算的数据，可得出妊神星的几何平均直径约为1,400千米。这让妊神星跻身于最大的海王星外天体之列，仅次于阋神星、冥王星，有可能次于鸟神星，故位列第三或第四；大于赛德娜、亡神星和创神星。目前發現可能有環。
Title: 妊神星 (Haumea)
Section: 物理属性
Subsection: 表面

除了天体形状导致光变曲线在所有色指数上同时产生剧烈波动外，在可见光和近红外线波段上，也还存在着较小的各色独立的变化；这表明妊神星表面有部分区域的颜色和反照率都与其他地区不同。特别的，在妊神星亮白色的表面上可以观测到一块暗红色的区域，这意味着这一地区富含矿物和有机（富碳）化合物，或者结晶冰的成分比更高。由此，假如妊神星的环境没有那么极端的话，其表面上的这块斑点可能会让人联想到冥王星。2005年，双子星天文台和凯克天文台的望远镜获取到的妊神星光谱表明，妊神星表面类似于冥卫一，富含大量结晶水冰。这一发现是独特的，因为结晶冰形态形成于110 K的温度下，而妊神星的表面温度低于50 K，在此温度下通常会形成无定形冰。此外，在宇宙射线的持续照射和太阳高能粒子对海王星外天体的轰击下，结晶冰的结构很难保持稳定。在这些轰击下，结晶冰通常需要数千万年的时间转化为无定形冰，而在几千万年前，海王星外天体就一直处于和现在相同的低温位置上。此外，辐射损害还会让海王星外天体的表面出现有机冰和类托林成分，从而变得更红更暗，冥王星正是如此。因此，光谱和色指数观测结果显示，妊神星及其家族成员曾在近期曾经历过表面翻新的事件，重新覆盖上了一层冰。但是，目前还没有提出一种可以合理解释其表面翻新机制的理论。妊神星表面雪亮，反照率的范围在0.6－0.8之间，与其富含结晶冰的推论一致。阋神星等部分大型海王星外天体的反照率与妊神星相仿或更高。根据表面光谱的最佳拟合模型，妊神星表面有66%至80%的区域被纯结晶水冰覆盖；为高反照率作出贡献的另一种物质可能是氰化氢或层状硅酸盐。铜钾等无机氰化盐亦有可能存在。然而，对可见光谱和近红外光谱的进一步研究表明，妊神星的同态表面（homomorphous surface）覆盖有无定形冰和结晶冰的混合物，其混合比例为1:1，有机物成分含量不超过8%。氨水合物的缺少导致冰火山无法存在，观测结果也证实了碰撞事件是在一亿年以前发生的，这与动态研究的结论相吻合。相比于鸟神星，妊神星光谱中的甲烷含量稀少，这与其在热碰撞史中失去挥发物的事件一致。2009年9月，天文学家在妊神星亮白色的表面上发现了一大块暗红色的斑点，这有可能是一次撞击的遗迹。造成该地区颜色与众不同的成因暂且未知，有可能是由于这一地区较其他地区的矿物和有机化合物含量更高，或存在着更多的结晶冰。
Title: 妊神星 (Haumea)
Section: 衛星

妊神星已经被发现的卫星有两颗：妊卫一和妊卫二。 两颗卫星均由布朗团队在2005年使用凯克天文台观测妊神星时发现。妊卫一发现于2005年1月26日，，加州理工学院团队曾将其昵称为“魯道夫”（傳說中為聖誕老人拉雪橇的馴鹿之一）。妊卫一较靠外侧，直径约为310千米，是两颗卫星中较大较亮的一颗，以近圆形的轨道环绕妊神星公转，公转周期为49天。妊卫一对1.5微米和2微米的红外线有着强烈的吸收能力，与其表面大部分区域覆盖有结晶冰的现象相一致。由于妊卫一有着独特光谱，而其吸收谱线又与妊神星十分类似，布朗团队据此认为俘获模型无法解释这一系统的形成，因此得出了妊神星的卫星来自于妊神星本身的结论。体积较小且靠近裡侧的妊卫二，发现于2005年6月30日，曾被昵称为“布立增”。其质量仅有妊卫一的十分之一，公转轨道为非开普勒轨道，呈高度椭圆形，公转周期为18天。由于妊卫二的轨道受妊卫一摄动影响，截至2008年，两颗卫星的轨道交角为13°。天文学家并没有预料到妊卫二能具有相对较大的偏心率，也没有预料到两颗卫星的轨道会相互倾斜，这是因为潮汐作用会逐渐减小偏心率／倾角。由此，有推测认为，妊神星系统可能在相对近期内曾通过了较强的3:1共振区域，所以它的卫星才能具有现今如此独特的轨道。现在，妊神星两颗卫星的轨道几乎完全侧向地球，并且妊卫二会周期性地掩食妊神星。通过观测这一现象，我们可以得出妊神星及其卫星的精确尺寸与形状，就像1980年代后期得出冥王星及冥卫一的那样。掩食发生时，妊神星系统会经历微小的亮度变化，中等口径以上的专业望远镜能够观测到这一变化。妊卫一上次对妊神星的掩食发生在1999年，但当时天文学家们尚未发现该系统，而下次妊卫一掩食将发生在130年之后。然而，出于规则卫星的独特情况，妊卫一会强烈地扭曲妊卫二的轨道，从而令妊卫二－妊神星掩食现象可以持续多年。
Title: 妊神星 (Haumea)
Section: 衛星
Subsection: 環

除了有兩顆衛星，妊神星亦被發現具有環的構造。2017年1月21日，妊神星和牧夫座的恆星URAT1 533-182543發生掩星現象，當奧爾蒂斯等人藉由這次的掩星研究妊神星時，意外發現妊神星有半徑約2287公里，寬約70公里的環。這次觀測的結果於同年10月11日出版的《自然》期刊發表。這是首度在TNO發現環構造。環的透光率約為0.5，自轉週期約是妊神星的三倍。
Title: 妊神星 (Haumea)
Section: 碰撞家族

妊神星是其碰撞家族中最大的天体，碰撞家族成员有着相似的物理和轨道属性，被认为起源于因剧烈碰撞导致解体的较大天体。妊神星族是海王星外天体中首先被识别出的碰撞族，其中包括妊神星及其卫星、(55636) 2002 TX300（≈364千米）、(24835) 1995 SM55（≈174千米）、(19308) 1996 TO66（≈200千米）、(120178) 2003 OP32（≈230千米）以及(145453) 2005 RR43（≈252千米）。布朗等人起初认为该星族是导致妊神星冰幔脱离的单次撞击的直接产物，但是后来认为其中有更复杂的缘由：初次撞击产生的碎片形成了妊神星的一个大卫星，之后该大卫星又遭受第二次撞击解体，产生的碎片向外扩散。根据后一种猜测推算出的碎片扩散速率，与测量出的碰撞族成员速率更加吻合。撞击族的存在显示妊神星及其“后代”可能诞生于离散盘。在太阳系的历史上，当前空旷的柯伊伯带发生这种撞击的概率不超过0.1%。初期的柯伊伯带比现在更密集，而妊神星族在当时可能还未形成，因为如此密集的星族会被海王星在柯伊伯带的运动所破坏——据信这也是柯伊伯带当前低密度的原因。因此，碰撞概率较高的动态离散盘区域更有可能是妊神星及其家族的诞生之地。由于该星族的天体到达当今彼此远离的位置至少需要上十亿年，形成妊神星族的那次碰撞可能发生于太阳系历史的初期。
Title: 妊神星 (Haumea)
Section: 探索

经过计算如果2025年9月25日的发射飞行器，通过木星重力帮助，可以用14.25年飞掠妊神星。当飞行器抵达的时候，妊神星距离太阳48.18个天文单位。飞行时间如果是16.25年，那么发射时间可以在2026年11月1日、2037年9月23日和2038年10月29日。
Title: 妊神星 (Haumea)
Section: 参见

假设的海王星外天体天体命名
Title: 比鄰星b (Proxima Centauri b)
Section: abstract

比鄰星b（Proxima Centauri b 或 比鄰星b）是一顆太陽系外行星，位於紅矮星比鄰星適居帶內。該行星距離地球約4.2光年（1.3秒差距），在天球上位於半人馬座 。比鄰星b是已知距離太陽系最近的系外行星，也是已知距離最近的適居帶內系外行星。該行星是由觀測母恆星光譜譜線週期性移動狀況的徑向速度法發現。根據觀測資料，該天體相對於地球的運動速度大約時速5公里。
Title: 比鄰星b (Proxima Centauri b)
Section: 特徵
Subsection: 質量、半徑與表面溫度

比鄰星b被認為是類地行星，質量下限是1.27 M🜨。實際質量則因為軌道傾角不明而無從得知，但低於3 M🜨 的機率是90%。假設它是由岩石組成並且密度與地球相當的話，它的半徑至少是1.1 R🜨；如密度較低或真實質量大於質量下限，半徑將會更大。比鄰星b的表面溫度估計為234 K（−39 °C）。
Title: 比鄰星b (Proxima Centauri b)
Section: 特徵
Subsection: 母恆星

比鄰星b的母恆星是比鄰星，属M型紅矮星，質量為0.12 M☉，半徑為0.14 R☉，表面溫度3042 K，年齡48.5億年。相較之下，太陽表面溫度5778 K，年齡46億年。比鄰星自轉週期83日 ，光度大約是0.0015 L☉。比鄰星的金屬量偏高，在低質量恆星中是不尋常的。並且比鄰星的金屬量指標[Fe/H]比為0.21，是太陽大氣層鐵含量的1.62倍。比鄰星的視星等，即地球上所见的亮度，為11.13。因此它雖然是距離太陽最近的恆星，仍因為光度極低而無法用肉眼和小雙筒望遠鏡觀測。比鄰星是耀星，代表它的亮度會因為磁場活動而突發性地大幅上升。
Title: 比鄰星b (Proxima Centauri b)
Section: 特徵
Subsection: 軌道

比鄰星b的軌道週期11.86日，軌道半長軸約為0.05天文單位，即地球軌道半長軸的5%。相較之下，水星的軌道半長軸為0.39天文單位。比鄰星b從母恆星接收到的輻射量是地球從太陽接收輻射量的65%，但是比鄰星b接受的X射線輻射量是地球的400倍。
Title: 比鄰星b (Proxima Centauri b)
Section: 適居性

比鄰星b的位置在母恆星比鄰星的適居帶內。如果行星的大氣層條件與組成成分合適，就可以讓行星表面有液態水存在。比鄰星是質量只有太陽約十分之一的紅矮星，因此它的年齡可能達到3至4万亿年，是太陽預估壽命極限（100億年）的300到400倍。但目前并不知道比鄰星b有多適居。比鄰星b離母恆星够近，因此可能發生潮汐鎖定，即行星的公转周期和自转周期互相同步的现象。如果该行星的軌道離心率為0，则会出现同步自轉，比鄰星b的一面会一直对着母恆星，而另一面则一直处于黑暗之中，而在这两个极端之间，会有一个名為晨昏圈的適居地区，那里的温度可能在273 K（0 °C）左右，適合液态水的存在。不过目前比鄰星b的軌道離心率并未确定，只是知道它小于0.35，但有可能足以产生像水星那样3:2的軌道共振。欧洲南方天文台预测说，如果这样的话，比鄰星b上的气候环境会更加温和，平均温度接近地球。另外，如果该行星的大气层足够浓厚，面向恆星一面的热量就能传导到背離恆星的一面，行星表面適居的部分就会更大。不過，比鄰星是一顆年輕活躍的紅矮星，其表面活動如閃耀等會令比鄰星b暴露於比地球高400倍的X射線之中、平均磁場亦高達太陽的600倍左右，有可能破壞比鄰星b的大氣。不過亦有研究指出類似系統的大氣流失量頗少，而且比鄰星b與比鄰星有潮汐鎖定現象，研究顯示這個潮汐鎖定現象有可能保護大氣免受高磁場破壞。另外如果比鄰星b有一個強大的磁場，它的母星的耀斑活動也就不成問題。比鄰星突發性地高能磁場對比鄰星b適居性的影響，還有待更多觀測。
Title: 比鄰星b (Proxima Centauri b)
Section: 發現

英國赫特福德大学的天文學家米科·圖米（Mikko Tuomi）從存档中比鄰星的徑項運動資料中首次注意到比鄰星b的蛛丝马迹。為了確認比鄰星旁這顆行星的存在，欧洲南方天文台於2016年1月启动「黯淡紅點」（Pale Red Dot）计划。2016年4月24日，比鄰星b的存在由伦敦玛丽王后大学天文學家古勒姆·安格拉達-伊斯庫德（Guillem Anglada-Escude）帶領的欧洲南方天文台團隊確認。這項發現發表於《自然》期刊。相關的觀測是由兩組攝譜儀完成，分別是拉西拉天文台ESO 3.6米望遠鏡的高精度徑向速度行星搜索器（HARPS）和甚大望远镜的紫外線與可見光階梯光柵攝譜儀（Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph，UVES）。這些資料最早在2013年就顯示比鄰星旁有行星存在。天文學家将母恆星徑向速度峰值與行星軌道週期變化的觀測資料相结合，得以計算行星的質量下限。這項發現統計學上的假陽性機率小于千萬分之一。德國周刊《明镜》於2016年8月12日出版的文章就洩漏了歐洲南天天文台的這項發現，並且相關傳聞迅速傳播。歐洲南天天文台否认其与洩漏有关，并且在同年8月24日正式宣布發現以前對相關訊息一概拒絕提供更進一步訊息與評論。
Title: 火卫二 (Deimos (moon))
Section: abstract

火衛二又稱為「得摩斯」（英文名稱：Deimos，1.發音： /ˈdaɪməs/ DY-məs;2./ˈdiːməs/ DEE-məs; 希臘語：Δείμος;或是o DAY-moce or DEE-moce），是火星最小的一顆衛星，平均半徑為6.2公里（3.9英里），逃逸速度為5.6 m/s (20 km/h)。它是火星較小和較外側的已知衛星，另一顆是火衛一 (福波斯)，火衛二與火星的距離是23,460公里（14,580英里），以30.3小時的週期環繞火星，軌道速度為每秒1.35公里。它的系統名稱是Mars II。
Title: 火卫二 (Deimos (moon))
Section: 發現

火衛二戴摩斯是阿薩夫·霍爾於1877年8月12日大約07:48 (UTC)在華盛頓特區的美國海軍天文台發現的 (在當時記載的時間是使用開始於一天中午的天文約定華盛頓平時「8月11日14:40」，所以必須加上12小時才是當地的地方平時) 。在刻意尋找火星的衛星之後，霍爾在1877年8月18日大約09:14GMT也發現了火衛一（福波斯）。火衛二被命名為Deimos，是希臘神話中表示恐懼的形像。這個名稱最初被拼寫為Phobus和Deimus，是依頓的科學教師亨利·瑪丹 (1838–1901) ，依據伊利亞德這本書第十五章的敘述：此處阿瑞斯 (羅馬神話為馬爾斯) 召喚了害怕 (得摩斯) 和畏懼 (福波斯) 所建議的。
Title: 火卫二 (Deimos (moon))
Section: 特徵

火衛二，像福伯斯一樣，光譜、反照率和密度都與C型或D-型小行星相似。它也與多數小天體一樣，高度的非球形，大小為15 × 12.2 × 10.4公里。火衛二的組成是富含碳的岩石，與C-型小行星和碳質球粒隕石非常相似。它有坑穴，但是表面因為風化和表岩屑的部分填充而比火衛一平滑。這些表岩屑是有大量的氣孔，使用雷達估計的密度只有1.1公克/立方公分。兩個最大的坑，斯威夫特和伏爾泰，的直徑大約都是3公里。
Title: 火卫二 (Deimos (moon))
Section: 特徵
Subsection: 軌道

火衛二的軌道接近圓形，並且接近火星的赤道平面。火衛二，火星較外側的衛星，可能是小行星受到木星的攝動，進入可以被火星捕獲的軌道，但是這種假說依然有著爭議和受到反對。火衛一和火衛二的軌道都幾乎是圓形，而且鄰近火星的赤道平面，捕獲說需要一種機制才能將最初是高离心率的軌道變成圓形，和調整其傾斜度進入赤道平面，最有可能的是大氣阻力和引潮力，然而目前並不清楚需要多久的時間才能讓火衛二發生這樣的改變。從火星看火衛二，它的視直徑不會超過2.5角分 (60角分為1度)，只是從地球看月球的12分之一，因此以肉眼看只像是一顆星點。當它最亮時 (“滿月”)，它的亮度大約接近從地球看見的金星；在上弦和下弦的亮度則與織女相近。用一架小望遠鏡觀賞，在火星上的觀測者可以看出火衛二的相位，它以1.2648天 (火衛二的朔望週期) 來完成一次相位的變化。不同於火衛一以極高的速度公轉，使它實際上是西升東沒；火衛二是東升西沒的，且火衛二正逐漸遠離火星。但是火衛二與太陽的會合週期大約是30.4小時，超過了火星24.7小時的火星太陽日 ("sol")，這少許的時間差異，使在火星赤道上的觀測者隔2.7天才會觀察到它出沒一次。因為火衛二的軌道相對而言是接近火星，而且對赤道平面的傾斜也很小，因此在火星上緯度高於82.7°極區看不見火衛二。
Title: 火卫二 (Deimos (moon))
Section: 特徵
Subsection: 凌日

從火星尚可以周期性地看見火衛二從太陽前方通過。但它因為太小而不會造成日全食，只會是出現一顆穿越太陽表面的小黑點。它的角直徑僅是從地球上看到金星凌日時，金星視直徑的2.5倍。在2004年3月4日，火星漫遊車機會號拍攝到火衛二凌日的影像；2004年3月13日，精神號也拍攝到另一次凌日。
Title: 火卫二 (Deimos (moon))
Section: 起源

火星衛星的起源仍然有爭議，主要的假說認為不是捕獲就是吸積。因為它們的組成與C型或D型小行星相似，一種假說認為火衛二是從小行星帶捕獲進入火星軌道的小天體，因為捕獲需要消耗能量，所以潮汐力或大氣拖曳使它們的軌道成為接近圓形。但目前的火星大氣層太稀薄了，不足以經由大氣拖曳捕獲火衛一這種大小的天體。但傑佛瑞·蘭迪斯已指出，如果原來是聯小行星，被潮汐力扯開則有可能，主要的假設是二擇一的讓衛星存在於現在的位置。 另一個假說認為過去有許多像火衛一和火衛二大小的天體環繞著火星，或許因為與微行星碰撞才被彈入現在的軌道。
Title: 火卫二 (Deimos (moon))
Section: 表面特徵

火衛二上已經命名的地理特徵只有兩個撞擊坑。。
Title: 火卫二 (Deimos (moon))
Section: 表面特徵
Subsection: 撞擊坑

火衛二上的撞擊坑，以在發現火星有衛星之前就推測火星有衛星的文學作家命名。
Title: 火卫二 (Deimos (moon))
Section: 同名的物體

USS Deimos (AK-78)是美國海軍依據火衛二命名的卡特級貨船。
Title: 小行星2060 (2060 Chiron)
Section: abstract

2060 凱龍（英語：Chiron，发音为/ˈkaɪrən/ KYE-rən；希臘語：Χείρων），是查爾斯·科瓦爾在1977年於外太陽系發現的小行星（回溯發現影像已追溯到1895年），它是第一顆被發現軌道在土星和天王星之間的新族群半人馬小行星的一員。 雖然他最初被分類為小行星，稍後發生它究竟是小行星還是彗星的爭議。如今，它被分在這兩類當中，做為彗星的名稱是 95P/開朗 。值得注意的是名稱上容易與在1978年發現的冥王星衛星凱倫（英文：Charon）混淆，而凱龍是依據希臘神話中的半人馬喀戎（英文：Chiron）命名的。
Title: 小行星2060 (2060 Chiron)
Section: 軌道

凱龍的軌道有很高的離心率，近日點在土星軌道的內側，遠日點剛好在天王星的近日點外側（然而尚未達到天王星的平均距離）。在近代，凱龍最接近土星的時刻是720年的5月，期數值剛好小於30 G米；它幾乎從未接近天王星，因為它是在天王星遠於平均距離之處橫越天王星的軌道。因為它是第一顆被發現有這種軌道的小行星，軌道在外行星之間的小行星，因此吸引了大家的興趣。因為它的近日點在土星控制的區域，遠日點在天王星控制的區域，所以它被稱為SU天體。半人馬小行星的軌道是不穩定的，由於大行星的攝動，歷經千萬年之後終將因為重力而改變軌道或離太陽系而去。凱龍大概是從古柏帶逃出來的難民，可能會經歷百萬年而成為短周期彗星。
Title: 小行星2060 (2060 Chiron)
Section: 物理特性

在1988年12月，距離太陽12天文單位時，凱龍的亮度增加了75% ，這種行為是彗星的類型而非小行星。後續在1989年4月的觀測顯示凱龍已發展出彗星狀的彗髮 ，凱龍被發現的時刻，凱龍正在遠日點的附近，而在向近日點接近時呈現出彗髮的現象，或許可以解釋早先未能觀察到彗星的行為。凱龍依然活躍的事實意味著它進入這條軌道的時間可能還沒有很久。凱龍被正式的認定既是彗星也是小行星，是這兩者之間的分界有模糊之處的徵兆。曾經使用過原始彗星的名稱，大約150 公里的直徑也遠大於一般的彗核。自從凱龍被發現以來，其他的半人馬小行星也陸續被發現，並且都被歸類為小行星，但仍持續觀察他們是否有可能類似彗星的行為。厄開克洛斯也出現了彗星的彗髮，現在也有了彗星的名稱174P/厄開克洛斯。半人馬小行星的Okyrhoe在2008年初經過近日點時，光度也明顯的增加。其它還有非人馬族的小行星被分類為主帶彗星：(4015)威爾遜-哈靈頓、 7968 Elst-Pizarro、和118401 LINEAR。
Title: 小行星2060 (2060 Chiron)
Section: 環

凱龍被懷疑有兩道環，類似於較明顯的女凱龍星的環。基於1993年11月7日意料之外的掩星事件，和1994年3月9日與2011年11月7日，最初被解釋為凱龍星類似於彗星噴氣事件活動相關聯的事件，凱龍的環被提出明確的定位在半徑324（± 10）之處。它們因為視角不斷的變化，很大程度的可以解釋凱龍外觀上亮度的長期變化，並因而可以估計其反照率和大小。此外，它可以假設環的水冰，解釋凱龍的光譜，包括環在2001年的消失（當環以側面朝向地球），以及譜線的水冰吸收譜帶的強度變化。同樣的，經由光譜測量凱龍環的幾何反照率測量，也符合用於解釋凱龍長期的光度變化。凱龍環的極在黃道座標的首選是λ = 144°±10°，, β = 24°±10°。環的寬度、分離和光學厚度等結構，都與女凱龍星環的相似，表示負責這兩者的結構類型是幾乎完全相同的。此外，它們的環也在各自的洛希極限內。
Title: 木卫五 (Amalthea (moon))
Section: abstract

木卫五，又稱為「阿摩笛亞」（英語：Amalthea，/æməlˈθiːə/），是木星的衛星之一，按离木星由近及远的次序排列为第三颗。
Title: 木卫五 (Amalthea (moon))
Section: 概述

木卫五是已知的离木星第三近的天然卫星，1892年9月9日爱德华·埃默森·巴纳德用利克天文台的一台36英寸（91厘米）折射望远镜发现了它，它是最后一颗直接用肉眼观测发现的卫星（后来的发现一般都是使用照片或其它方式），它也是伽利略·伽利莱1610年发现的四颗木星卫星后第一颗被发现的木星卫星。木卫五与其它三颗木星的内层卫星被歸于同一个族。木卫五是其中最大的。国际天文协会将它授名为Amalthea（阿马尔塞）。在希腊神话中，阿马尔塞是一个仙女，她用一只山羊的奶养育了宙斯（木星）。请注意除木卫五外，羊神星（113号小行星）也被称为Amalthea。
Title: 木卫五 (Amalthea (moon))
Section: 表面特徵

木卫五是太阳系内最红的一个天体，它甚至比火星还要红。它的红色来自木卫一上火山喷发出来的硫。在木卫五主要的斜坡上还有一块块绿色的地方，这些颜色的来由现在还不清楚。木卫五的外形不规则，它的三个轴的长度分别是250×146×128公里，它的长轴指向木星。它的表面上有许多撞擊坑，与它的大小相比，它们有些非常大。其中最大的潘撞擊坑的直径达100公里，深8公里；另一个环形山（蓋亞撞擊坑）直径80公里，深度比潘可能深一倍。木卫五上还有两座山，它们比其它部分高出20公里。木卫五的大小和它的不规则的形状可能说明它是一块非常坚固的物体，否则的话它的外形随时间的变化会变得更圆。它可能是一颗被木星俘获的小行星。与木星的其它卫星一样，木卫五的公转和自转周期相同。和木卫一一样，木卫五辐射出的热量比它接受到的太阳光的能量要高，这可能是它内部在木星的磁场中感应的电流导致的。
Title: 木卫五 (Amalthea (moon))
Section: 表面特徵
Subsection: 撞擊坑與光斑

木衛五的撞擊坑，以希臘神話的神祇命名。
Title: 木卫五 (Amalthea (moon))
Section: 参见

木星的卫星
Title: 小行星25143 (25143 Itokawa)
Section: abstract

小行星25143（臨時編號：1998 SF36），又名丝川（糸川）小行星，是一顆會穿越火星轨道的阿波羅小行星。日本科学家正在通过隼鸟号太空計劃对其进行详细研究。丝川小行星是继小行星433（愛神星，433 Eros）後，第二个有人造飞行器着陆的小行星，也是第一个被人类採樣，並成為第一個被帶回樣品的小行星。