shintaro-ozaki/entity-explanation huggingface dataset:
Title: 天卫一 (Ariel (moon))
Section: 特徵

天衛一的首張近距離的詳細照片是航海家二號於1986年飛掠過天王星時所攝得的，也是目前為止唯一的近距離照片。航海家二號在1986年1月24日最接近天衛一，當時距離為127,000公里。因為當時天衛一的南極朝向太陽，所以只有拍攝到北半球的特徵。 根據目前得到資料的誤差範圍，所以還無法確定天衛一的質量是否比天衛二還大。天衛一大約有70%是由冰（水冰與二氧化碳冰，可能也有甲烷冰）所構成的，而30%則是矽酸鹽（出現在新形成的霜附近，特別是年輕撞擊坑洞的噴發物質中）。航海家二號觀測到天衛一上最大及最古老的地質特徵是靠近南極的火山平原。分析這個火山平原上的坑洞後得知，它們大部分都比天衛三、天衛四與天衛二上所觀測的年輕。航海家二號在天衛一上發現的最大坑洞是Yangoor，直徑只有78公里，並顯露出被破壞過的跡象。航海家二號也在南半球的中緯地區觀測到斷層、峽谷網絡與冰流動的跡象，並破壞火山平原的地區的表面。這些峽谷可能代表由伸張大地構造所造成的地塹。在峽谷中也可以見到一些平滑的物質與溝槽，這可能表示一些地層中蘊含著溫暖的冰（從天衛一內部所擠壓出來的）。天衛一過去的地質活動被認為是受到潮汐加熱的影響，當時它的軌道離心率比現在更大。在它的早期，天衛一似乎與天衛四產生4：1的軌道共振，雖然後來就沒有產生這樣的共振。共振也增加了天衛一的軌道離心率，導致天王星對於天衛一的潮汐力並不穩定，也造成它內部的溫度上升。在天王星的系統中，因為天王星的扁率比較小，而且衛星的體積相對較大，所以衛星從軌道共振中逃脫也比木星或土星的衛星要容易。天衛一非常類似土星的衛星土衛四，它們的大小、密度與質量都相當類似，雖然天衛一在這些數據上都稍微超過土衛四。目前從天衛一上發現下列的地形：撞擊坑裂谷峽谷
Title: 天卫一 (Ariel (moon))
Section: 運行

哈伯太空望遠鏡在2006年7月26日觀測一次相當罕見的現象：當時天衛一從天王星的盤面穿過，並在天王星的雲層頂端留下影子。這樣的現象僅會發生在晝夜平分點附近，因為衛星的軌道面與天王星的軌道面有97度的傾斜在2007年12月的晝夜平分點，天衛一再度從天王星的盤面中心穿過。。
Title: 天卫四 (Oberon (moon))
Section: abstract

天卫四又稱為奧伯隆（英語：Oberon）是距离天王星最远的大卫星，其体积和质量在天王星所有卫星中均位列次席，同时也是太阳系质量第九大的卫星。英國天文學家威廉·赫歇尔在1787年首次观测到该卫星。天衛四奧伯隆的名稱来自于《仲夏夜之夢》及歐洲民間傳說中的妖精之王奧伯隆。天衛四奧伯隆的公轉轨道有一部分位于天王星磁圈之外。天卫四由近乎等量的冰体水和岩石构成，其内部可能分化出岩石内核及冰质地幔。此外，在内核和地幔之间可能还存在着一层液态水。天卫四的表面呈暗红色，其主要地形是小行星和彗星撞击后所形成的，並有許多直径达到210公里的撞击坑存在。天卫四表現存在峡谷（地堑）地形，该地形是天体演化初期因内部膨胀而形成的。旅行者2号于1986年1月近距離飞掠該衛星，也是人类目前对天王星系统进行过唯一一次的近距离观测。旅行者2号拍摄了数张天卫四照片，涵蓋該天体40%的表面。
Title: 天卫四 (Oberon (moon))
Section: 发现与命名

英國天文學家威廉·赫歇尔首次在1787年1月11日观测到天衛四奧伯隆，他於同一天还发现了天王星最大的卫星——天衛三緹坦妮雅。他在不久之后宣称又发现了四颗天王星卫星，但是后来天文學家发现該聲明是錯誤的。虽然人們目前使用业余望远镜就能在地球上观测到天卫四和天卫三，但是在威廉·赫歇尔宣称发现这两颗卫星之后的五十年间，地球上的任何天文观测仪器都没能再观测到它们。 天王星的所有卫星都以威廉·莎士比亚和亚历山大·蒲柏作品中的人物來命名，而奧伯隆即为《仲夏夜之梦》中的仙王。当时已知的四颗天王星卫星（他在1851年发现另外两颗天王星卫星天卫一和天衛二烏姆柏里厄爾）的名字都是在威廉·拉塞尔的请求之下，由赫歇尔的儿子约翰·赫歇尔于1852年所命名的。天衛四奧伯隆最初被称为“天王星的第二颗卫星”，威廉·拉塞尔於1848年将之命名为“天衛二烏姆柏里厄爾”，不过他有时仍然使用威廉·赫歇尔所命名的名称（他分别称緹坦妮雅和奧伯隆为“天卫二”及“天卫四”）。1851年，拉塞尔按照各卫星距离天王星远近，采用罗马数字为当时已知的所有天王星卫星來命名，从此以后奥伯龙即被称为天卫四。
Title: 天卫四 (Oberon (moon))
Section: 轨道

天衛四奧伯隆的轨道距离天王星约58万4000公里，是天王星五颗大卫星中距离天王星最遙远的一颗。天衛四奧伯隆轨道的离心率和轨道倾角（相對於天王星赤道）比较小。公转周期和自转周期一致，均为13.5个地球日。也就是说，天衛四奧伯隆是一颗同步自转卫星，处于潮汐锁定状态，故它永远以同一個面朝著母星。天衛四奧伯隆轨道的很大一部分处于天王星磁圈之外，这使其表面直接遭受着太阳风的轰击。而当其运行至天王星磁圈内时，其逆轨道方向一面则遭受到磁圈等离子体的轰击。这种轰击可能导致了星体逆轨道方向一面的暗化，在天王星的其他卫星上也都能观测到类似现象。由于在公转时，天王星基本上都是以同一面面向太阳，而其卫星轨道都位于天王星的赤道面上，所以这些卫星（包括天衛四奧伯隆）都经历着极端的季节周期：其南半球和北半球都需经历为时42年的完全黑暗时期以及42年的连续日照期。每隔42年，当天王星运行至昼夜平分点且其赤道面切向地球方向时，就有可能出现天王星卫星之间的掩星现象。2007年5月4日即出现了天衛四奧伯隆掩藏天衛二烏姆柏里厄爾的现象，共持续了约6分钟。
Title: 天卫四 (Oberon (moon))
Section: 物质构成和内部结构

天衛四奧伯隆是天王星第二大卫星，体积和质量都仅次于天衛三緹坦妮雅，其质量在太阳系卫星中也名列第九。天衛四奧伯隆的密度为1.63克/立方厘米，高于土星卫星一般的密度，顯示該天體可能是由近乎等量的水冰和非冰体物质所构成，而土星卫星則內含岩石和密度较大的有机化合物。光谱测定表明该星体表面存在晶体状的水冰，进一步证明了水冰的存在。另外，水冰吸收谱带在天衛四奧伯隆同轨道方向的半球比逆轨道方向的另一個半球還强，与其他天王星卫星的观测结果正好相反。天文學家至今还不确定水冰分布不对称的原因，可能与星体表面的撞击过程（即通过撞击产生土壤）有关，该过程在同轨道方向的半球较为剧烈：星体表面的冰在撞击过程中四散溅出，只留下暗色的非冰体物质。这种暗色物质可能包括岩石、二氧化碳、多种盐类和有机化合物，而其他化合物还未发现。天衛四奧伯隆内部可能分化出了一颗岩石内核和一层冰质地幔，如果该猜想属实，那么其内核的半径将达到480公里，大约是星体半径的63%，其质量约占星体质量的54%——具体数值将取决于星体的物质构成。天衛四奧伯隆的内部压力达到了5亿帕（5千巴）。现在还不知道天衛四奧伯隆的冰质地幔的状况。如果该冰层中含有足量的氨或其他抗冻剂，那么天衛四奧伯隆就可能拥有一层液态海洋，位于内核和地幔之间。如果该海洋确实存在，其厚度将会达到40公里，温度达180K。不过天衛四奧伯隆的内部结构很大程度上取决于其过去的热量活动过程，而这个过程的细节已经很难为人所知。
Title: 天卫四 (Oberon (moon))
Section: 表面特征

天衛四奧伯隆是表面第二黑暗的天王星大卫星，僅次於天卫二。它的表面显示了强烈的反增益效果：当相位角为0时，其几何反照率为0.31，当相位角为1°时，几何反照率骤减为0.20；其球面反照率约为0.14。天卫四表面呈现出微微的红色，但在某些刚形成的撞击坑地形区，则呈现出淡蓝色。天卫四的同轨道方向一面和逆轨道方向一面表面特征并不一致，后者较之前者显得更红，可能是由于前者含有较少的暗色物质。这种表面红化可能是带电粒子及不規則衛星在几十亿年来对星体表面轰击所引起的太空风化所造成的。科学家在天卫四表面共发现了两类地质构造，分別是撞击坑與峡谷。在天王星所有的卫星中，天卫四的表面遭受过最猛烈的陨石轰击，其撞击坑密度已接近饱和，所以任何新撞击坑的形成都可能破坏旧撞击坑的结构。撞击坑的直径從數公里至数百公里不等，其中最大的一个撞击坑是哈姆雷特撞击坑，其直径达到206公里。较大型的撞击坑周围都分布有明亮的、成辐射状的撞击喷出物，其构成物质为形成时间相对较晚的冰体。最大的几个撞击坑（例如哈姆雷特撞击坑、奥赛罗撞击坑和馬克白撞击坑）坑底分布着大量的暗色物质，該物质是撞击坑形成后覆盖上去的。旅行者2号拍摄的照片显示天卫四东南部有一座高达11公里的山峰，可能是一个直径达375公里的大型撞击坑的中央山峰。 天卫四表面还纵横交错着一系列的峡谷地形，不过其分布范围窄於天卫三的峡谷地形。这些峡谷可能属于正断层地形或地堑，后一种地形常横切于大型撞击坑的明亮沉积带之上，表明其形成时间较晚。天卫四上最引人注目的峡谷是莫姆尔峡谷。天卫四的地质构造是在外部撞击坑形成过程和内源性的地表更新过程的此消彼长中形成的，前者的作用贯穿于天卫四的整个历史，是该卫星现今地貌的主要作用力；而后者的作用时间则是在该星体形成之后的一段时期。内源性作用主要表现为地质构造活动，最终形成了峡谷地形，也就是冰质地壳中的大裂缝。峡谷地形抹去了部分的古老地形，这种裂缝是在天卫四的星体膨胀过程中形成的，该星体膨胀率达到了0.5%。另外，同轨道方向的半球和撞击坑內側中经常出现一种暗斑地形，天文學家目前還不清楚这种地质构造的性质。一些科学家认为它们是冰火山的喷发点（类似月海），而另一些科学家则认为它们是陨石撞击后顯露出来的暗色物质，原本埋藏于纯冰下方。在后面這种假设中，天卫四内部结构应该至少发生了部分分化，故冰质岩石圈位于其未分化的内部结构上方。
Title: 天卫四 (Oberon (moon))
Section: 表面特征
Subsection: 深谷

天衛四上的深谷，以莎士比亞作品中出現的地名命名。
Title: 天卫四 (Oberon (moon))
Section: 表面特征
Subsection: 撞擊坑

天衛四上的撞擊坑，以莎士比亞作品中出現的人物命名。
Title: 天卫四 (Oberon (moon))
Section: 形成和演化

科学家们认为天卫四在次星云吸积盘中形成，该吸积盘由气体與尘埃所构成，它可能在天王星形成后不就已經出現，也可能是在一次造成天王星轨道倾角變動的撞击事件中形成的。现今天文學家还无法得知次星云的确切物质成分，但是相较于土星的卫星，天卫四和其他天王星卫星的密度較高，表明该次星云中所含的水份可能比较少。其间存在着大量的氮元素和碳元素，不过最后形成的物质主要是一氧化碳和氮气，而非氨和甲烷。所以在该次星云中形成的卫星所含的水分也较少（一氧化碳和氮气都形成了包合物），岩石较多，这与该卫星的较高密度相吻合。天卫四的形成过程可能持续了数千年之久。形成过程中的撞击事件在星体外层产生大量热能，当时在60公里深的地层中温度曾高达230K。天卫四形成后，地下岩层逐渐冷却，而内部岩層溫度则因蕴藏于岩石中的放射性元素衰变产生的热能而上升。冷却的外部岩层出现收缩现象，而内部岩層则向外膨胀，星体地壳产生了强大的应力，导致裂缝形成。這種过程持续了大约200万年之久，目前的峡谷地形可能就是其产物，顯示该星体上的任何内源性构造活动都发生于数十亿年前。如果冰层中存在類似氨（以氨水合物形式存在）的抗冻剂，那么最初的潮汐热效应和持续进行中的放射性元素衰变产生的热能就可能足以融化冰层。进一步的融化过程可能导致冰和岩石的分離，分別形成一个岩石内核和一层冰质地幔。内核和地幔之间则可能存在着一层富含溶解氨的液态海洋，这层氨水混合物的低共熔點为176K。如果温度低于该数值，那么现在这层海洋可能又会重新结冻。海洋结冻將導致内部结构膨胀，也可能导致衛星表面形成峡谷地形。但是，迄今为止人类對於天卫四演化的细节所知仍然十分有限。
Title: 天卫四 (Oberon (moon))
Section: 探测

直到目前为止，只有旅行者2号曾在1986年1月飞掠天卫四时拍摄了该卫星的特写照片。尽管旅行者2号距离天卫四的最近距离為470,600公里，但是其中品相最好的照片的空间分辨率也只有6公里。旅行者2号對40%地表拍攝過照片，但只有25%可以繪製成地質圖。在旅行者2号飞掠天卫四期间，其南半球剛好朝向太阳，所以未能对黑暗的北半球进行探测。迄今为止还未有其他探测器近距離探測过天王星及天卫四，在可预见的未来也没有任何探测该行星的计划。
Title: 土卫三 (Tethys (moon))
Section: abstract

土衛三又稱為「特堤斯」（Tethys），是一顆土星的衛星，由義大利科學家乔瓦尼·多梅尼科·卡西尼在1684年3月21日發現。
Title: 土卫三 (Tethys (moon))
Section: 名稱

土衛三是根據希臘神話泰坦的特堤斯來命名的。卡西尼稱呼了他所發現的4顆土星衛星（土衛三、「土衛四」狄俄涅、「土衛五」利亞、「土衛八」伊阿珀托斯）為路易之星（Sidera Lodoicea）來紀念路易十四世。而天文學家在第17世紀結束時，根據習慣將它們稱乎為土衛一、土衛二、土衛三、土衛四與土衛五（包括「土衛六」泰坦）。在（土衛一）彌瑪斯與（土衛二）恩克拉多斯於1789年被發現後，編號延伸到土衛七。1848年發現的許珀里翁最後一次改變編號順序，將伊阿珀托斯擠到土衛八。天文學家約翰·弗里德里希·威廉·赫歇爾（威廉·赫歇爾的兒子，也是土衛一與土衛二的發現人）後來在《好望角觀測結果》（Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope）中建議這7顆衛星應該以泰坦神族來命名，後來這項建議被正式採用。
Title: 土卫三 (Tethys (moon))
Section: 物理特徵

土衛三由冰所構成，類似土衛五與土衛四。它的密度為0.97 g/cm³，表示土衛三幾乎都是由水冰所組成的。土衛三的表片受到天體嚴重的撞擊，並擁有許多冰裂縫。它是太陽系反射率最高的天體之一，反射率達到1.229。這樣高的反射率是因為土星昏暗的E環物質所導致的，它的物質也包括土衛二所噴發出的水冰。在土衛三擁有2種不同的地形，其中一種是由許多坑洞所構成的，而另一種地形則是黑暗的火山帶所組成的。這樣的火山口意味著土衛三曾經擁有內部的地質活動，導致古老的地形重新出現在地表。這種黑暗火山帶的精確形成原因仍是未知的，不過可能可以從伽利略號拍攝的木衛三與木衛四的照片來解釋，照片中顯示它們的極區擁有明亮的冰帽，這是因為冰沉積在朝著極點傾斜的火山口中。土衛三也可能是類似的情況，它的極區也相當明亮，並有黑暗的區域散布其中。土衛三的西半球主要是巨大坑洞奧德修斯撞擊坑（Odysseus），它的直徑為400公里，接近2/5個土衛三的大小。這個坑洞非常平坦，就像木衛四的坑洞，沒有月球與水星常見高聳的環狀山與中央隆起。這非常可能是因為天體撞擊在土衛三柔軟的表面所造成的地質現象。土衛三的第2個主要特徵是巨大的伊薩卡峽谷（Ithaca Chasma），它寬100公里，深3至5公里。它延伸了2,000公里長，大約是土衛三圓周長的3/4。伊薩卡峽谷的形成被認為是因為在土衛三內部液體凝固時，導致體積膨脹，土衛三的表面因此裂開。地表下的海洋可能使得土衛三與土衛四在在早期形成2：3的軌道共振，也導致內部的潮汐加熱與軌道偏心率。這個海洋後來在土衛三脫離這種共振關係之後完全結凍。在土衛三完全固化前所形成的坑洞很可能全部被後來的地質活動所消除。天文學家也提出另一種理論來解釋伊薩卡峽谷的形成：在奧德修斯撞擊坑形成時受到的巨大撞擊，形成衝擊波傳遍土衛三，導致土衛三另外一面的表面破裂，形成伊薩卡峽谷。土衛三的表面溫度為攝氏-187度。
Title: 土卫三 (Tethys (moon))
Section: 共軌

土衛三與土衛十三及土衛十四使用同一個軌道，並分別位在土衛三前後60度的拉格朗日點上（L4與L5）。
Title: 土卫三 (Tethys (moon))
Section: 探測

卡西尼號在2005年9月23日以1,500公里的距離飛越土衛三。雖然卡西尼號在延伸任務中仍然會繼續研究土衛三，不過並沒有計畫更接近的飛越探測。
Title: 土卫九 (Phoebe (moon))
Section: abstract

土卫九，英文名稱福柏（Phoebe），是一顆土星的衛星，屬於不規則衛星，1899年由威廉·亨利·皮克林發現。土衛九是土星的不規則衛星中最大的，屬於諾爾斯衛星群。土卫九是使用照相技术发现的第一颗卫星。土卫九軌道的半長軸為1,296萬公里，以逆行環繞土星。
Title: 土卫九 (Phoebe (moon))
Section: 表面特徵

表面的反射率非常的低，和海衛八一樣屬於十分黑暗的衛星，僅只反射了6%的太陽光。平均直徑220公里，是諾爾斯衛星群中最大的一顆衛星，像是歪斜的馬鈴薯外觀表面佈滿了大大小小的撞擊坑。
Title: 土卫九 (Phoebe (moon))
Section: 表面特徵
Subsection: 區

土衛九上的區（地形特徵與周圍環境明顯不同），以福柏的女兒命名。
Title: 土卫九 (Phoebe (moon))
Section: 表面特徵
Subsection: 撞擊坑

土衛九上的撞擊坑，以阿爾戈英雄命名。
Title: 土卫九 (Phoebe (moon))
Section: 人类探索

1981年9月4日——旅行者2号2004年6月11日——卡西尼号
Title: 土卫九 (Phoebe (moon))
Section: 人类探索
Subsection: 旅行者2号

请参阅旅行者2号
Title: 土卫九 (Phoebe (moon))
Section: 人类探索
Subsection: 卡西尼号

请参阅卡西尼—惠更斯号
Title: 土卫九 (Phoebe (moon))
Section: 参见

土星的卫星
Title: 土卫九 (Phoebe (moon))
Section: 相关链接

土卫九图片集 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
Title: 艾女星 (243 Ida)
Section: abstract

艾女星（243 Ida）是一顆位于主小行星帶的鴉女星族小行星，由约翰·帕利扎于1884年9月29日發現。其名來源於希臘神話中的一位寧芙艾達。通過天文望遠鏡的觀測，艾女星被歸類于S-型小行星，内小行星帶中成員最多的一類。1993年8月28日，前往觀測木星的伽利略號探測器接近艾女星。它是第二顆有太空探測器接近的小行星，也是第一顆人们发现擁有衛星的小行星。就如其他主帶小行星，艾女星的軌道位于火星及木星的軌道之間。其公轉周期為4.84年，自轉周期為4.63小時。艾达星的平均直徑為31.4 km（19.5 mi）。它不規則、橢長形的形狀，明顯由兩個大物體連接而成，形如牛角麵包。它是太陽系中表面隕石坑最多的星體之一，擁有不同大小及年齡的隕石坑。艾女星的衛星「艾卫一」，是由任務成員安·哈奇（Ann Harch）1994年2月17日從伽利略號發回的圖片中發現的，其名取自希臘神話中居住在伊達山上的達克堤利。艾卫一的直徑只有1.4公里（4,600英尺），是艾女星的20分之一。人们不能準確定出它圍繞艾女星的軌道數據。不過，我們可以根据幾條軌道粗略計算出艾女星的密度，其結果表明艾女星沒有金屬礦物。艾女星和其衛星有許多共同點，这意味它們有着共同的來源。根据伽利略號發回的照片，加上之後對艾女星質量的測量，人們對S-型小行星的地質有了更深的認識。在伽利略號掠過艾女星之前，有着許多不同的理論來解釋這些小行星的礦物成分。知道了它們的成分，我們就能找出掉落地球的隕石與小行星帶天體的關係。傳回的數據顯示，S-型小行星是普通球粒隕石的源頭。普通球粒隕石是地球表面最常見的一種隕石。
Title: 艾女星 (243 Ida)
Section: 發現及觀測

艾女星由奧地利人约翰·帕利扎于1884年9月29日在維也納天文臺發現，這是他發現的第45顆小行星。并由維也納釀酒者兼業餘天文學家Moriz von Kuffner命名。在希臘神話中，艾达（Ida）是克里特島伊達山上一位養大宙斯的寧芙。平山清次將艾达星歸類于鴉女星族，他于1918年提出鴉女星族是一顆早先分裂的星體餘駭。在進行八色小行星巡天（ECAS）時，大衛·J·托倫和Edward F. Tedesco于1980年9月16日測量了艾女星的反射光譜。其光譜分析與S-型小行星相符。美國海軍天文臺弗拉格斯塔夫站及橡樹嶺天文臺在1993年初對艾女星作了許多觀測，進一步確定艾女星繞太陽的公轉軌道，並将伽利略號掠過時其位置的誤差從78公里减小到60公里。
Title: 艾女星 (243 Ida)
Section: 探測
Subsection: 伽利略號掠過

1993年，預定訪問木星的伽利略號探測器掠過艾女星。伽利略號對小行星951和艾女星的探測在對木星的任務中屬次要。這兩顆被選中的小行星是為響應美國太空總署的新任務策略：所有計劃穿過小行星帶的探測器都應考慮近距離掠過其中的小行星。之前從未有任務嘗試掠過小行星。亚特兰蒂斯號太空穿梭機于1989年10月18日任務STS-34中將伽利略號送進軌道。要改變伽利略號的軌跡以接近艾女星需要消耗34公斤（75英磅）推進劑。任務的計劃人員押后決定掠過艾女星，直到他們能確定餘下的推進劑足夠完成整個木星任務。伽利略號的運行軌跡兩次進入小行星帶。1993年8月28日，它第二次進入小行星帶並掠過艾女星，當時速度相對艾女星為12,400米每秒（41,000英尺每秒）。探測器上的照相機以離艾女星240,350公里（149,346.56605英里）至最接近時的2,390公里（1,485.077英里）對其拍照。艾女星是繼小行星951后航天器訪問並拍照的第二顆小行星。探測器觀測到了艾女星約95%。探測器上高增益天線的永久故障導致許多圖片未能及時傳回。首5張照片于1993年9月收到，並拼接成一張31–38 m/px的高解像度圖片其餘的圖片于翌年春季當探測器接近地球時傳回。
Title: 艾女星 (243 Ida)
Section: 探測
Subsection: 發現

自從伽利略號掠過小行星951和艾女星，及會合-舒梅克號的小行星任務，人們得以對小行星的地質有更深入的了解。艾女星相對較大的表面展示了各種類型的地表特徵。通過研究艾女星的衛星、第一顆被證實的小行星衛星，艾卫，人們能間接知道艾女星的組成成分。根據從地球觀測的光譜測量結果，艾女星歸類于S-型小行星。S-型小行星的成分直到伽利略號任務之前都不爲人知，此前人們猜測它們與掉落在地球的普通球粒隕石或石鐵隕石中之礦物成分相同。由於艾卫的軌道長期處於穩定，因此估計艾女星的密度小於3.2 g/cm3這樣便可剔除由石鐵組成的可能性，因爲要是其主要成分為鐵和鎳，艾女星便有40%的空間是空無一物的。從伽利略號所拍的照片可以看出，艾女星經歷過太空風化，使較老的區域隨時間而顯得越來越紅。其衛星艾卫也經歷一樣的風化，但變化較不明顯。艾女星表面的風化揭示了另一項有關其成分的細節：其較年輕的外露部分的反射光譜與普通球粒隕石相符，但較老的區域則與S-型小行星相符。太空風化效應及艾女星的低密度，使人們能更了解S-型小行星與普通球粒隕石之間的關係。S-型小行星是内小行星帶中最多的一類。相似地，普通球粒隕石也是地球表面上最普遍的隕石種類。然而遠距離對S-型小行星觀測的反射光譜卻與普通球粒隕石不符。伽利略號掠過艾女星后發現，某些S-型小行星，特別是鴉女星族，可能是這些隕石的源頭。
Title: 艾女星 (243 Ida)
Section: 物理特性

艾女星的質量介乎3.65和4.99;× 1016 kg。其表面引力加速度約為0.3至1.1 cm/s2。其引力場之弱，太空人能從艾女星的一端跳到另一端，而任何速度超過20米每秒（65.6英尺每秒）的物體均可逃逸出它的引力範圍。艾女星有清晰的橢長外形、不規則的表面和猶如牛角包的形狀。艾女星的長度是其闊度的2.35倍，它的中部將它分爲成分不同的兩半。艾女星由兩個大型部分組成，中間由鬆散的碎片連接，符合于這種壓縮的形狀。不過，伽利略號拍攝的高清晰度照片中並沒有見到這些碎片。艾女星上有一些斜坡達到50°的斜度，但斜坡普遍不超過35°。艾女星有不規則的形狀，是因爲它高度不規則的引力場。由於自轉，其引力加速度在兩端最弱；又由於它的質量都集中在兩端，中部的引力也很弱。
Title: 艾女星 (243 Ida)
Section: 表面特徵

艾女星的表面佈滿了主要是灰色的撞擊坑，一些較近期的撞擊坑則顯示一些不同的顔色。除了撞擊坑外，一些其它特徵如溝槽、山脊和突出物也能觀測到。艾女星的表面有一層厚表岩屑，覆蓋著下面的岩石層。最大的碎石稱爲噴射物，在艾女星表面可以找到幾個。
Title: 艾女星 (243 Ida)
Section: 表面特徵
Subsection: 表岩屑

艾女星的表面被一層稱爲“表岩屑”碎石覆蓋，其厚度約為50米（160英尺）至100米（330英尺）。這些物質是在與其它天體撞擊時產生的，並由地質過程重新分佈至表面各處。伽利略號觀測到表岩屑土石流的證據，艾女星的表岩屑是由硅酸鹽礦物橄欖石和輝石。其外觀透過太空風化作用隨著時間改變。因此較老的表岩屑比較新的物質看起來更紅。已有約20片嵌入表岩屑的噴射物（40米（130英尺）至150米（490英尺）寬）被確認。最大塊的表岩屑由這些噴射物組成。由於噴射物會很快被撞擊分解，所以推論這些表面的部分是最近產生的，或是由撞擊而帶到表面。大部分噴射物位于拉斯科撞擊坑和猛獁撞擊坑中，但不一定在那裏產生。因爲艾女星不規則的引力場，這兩個地點最容易吸引並積聚碎石。某些物質可能是從在星體的另一面新形成的“藍撞擊坑”噴射出來。
Title: 艾女星 (243 Ida)
Section: 表面特徵
Subsection: 結構

幾項主要結構塑造了艾女星的表面。艾女星顯得是由兩個部分組成，以下稱之爲“區域一”和“區域二”，中間由一凹陷的部分“腰部”連接起。這項特徵可能是由碎石填出，或是被撞擊出來。區域一有兩項主要結構。其一為一條明顯的皺脊，長40公里（25英里），名為“Townsend皺脊”，在艾女星表面跨越150度。另一項為一個凹進的缺口，名為“維也納區”。區域二有幾組溝槽，大部分寬100米（330英尺）以下，長4公里（2.5英里）。它們接近猛獁撞擊坑、拉斯科撞擊坑和Kartchner撞擊坑，但不與其相連。一些溝槽于撞擊有關，如一組與維也納區相對的溝槽。
Title: 艾女星 (243 Ida)
Section: 表面特徵
Subsection: 撞擊坑

艾女星是太陽系中撞擊坑最多的星體之一，撞擊事件也是塑造其表面形態的主因。撞擊坑已經達到飽和的狀態，就是新的產生會抹去舊的坑，使其總數大致不變。其表面佈滿了各類大小、處於不同剝蝕階段的撞擊坑，有的與艾女星本身一樣古老，也有的是新產生的。最古老的可能是于鴉女星族主星崩潰時產生。拉斯科撞擊坑是最大的坑，直徑幾乎有12公里（7.5英里）。區域二的撞擊坑幾乎直徑都大於6公里（3.7英里），但區域一根本沒有大坑。一些撞擊坑成串地排列。艾女星上的主要撞擊坑都以地球上的洞穴和溶岩洞命名。以藍撞擊坑為例，其名來自於卡普里島一個水下洞穴，亦稱“藍洞”。藍撞擊坑的外表顯示它是艾女星上最近期撞擊出來的。這次撞擊的噴射物間斷地分佈于艾女星表面，並解釋了其表面大規模顔色及反照率的差異。與普遍撞擊坑形態不同的，有不對稱的芬加爾撞擊坑。它在一邊的底部和壁部間有清晰的邊界。另一個重要的撞擊坑是Afon撞擊坑，它標誌了艾女星的本初子午線。艾女星上的撞擊坑在結構上十分簡單：盆形，沒有平底，中部不凸起。它們平均地佈滿在艾女星的表面，除位于周口店撞擊坑北面的一處突出地帶，這裡較光滑，又較少的撞擊坑。被撞擊帶到表面的噴射物在艾女星上的積澱與行星上的不同，因爲艾女星有著高速的自轉、低引力和不規則的形狀。散落的噴射物蓋層不對稱地圍繞撞擊坑，而高速的噴射物則永久地流失到太空中。
Title: 艾女星 (243 Ida)
Section: 成分

根據其反射光譜，艾女星被歸類為S-型小行星。這些小行星可能與石鐵隕石或普通球粒隕石有相同的成分。其内部成分則仍未被直接分析過，只是根據表面顔色的變化和艾女星2.27至3.10 g/cm3的整體密度估計與普通球粒隕石相近。普通球粒隕石的成分包括：含不同份量硅酸鹽的橄欖石和輝石、鐵和長石。伽利略號在艾女星上發現了橄欖石和輝石。其整個表面有著相同的礦物成分。伽利略號觀測到它表面變化極少，其自轉也顯示出它有均勻的密度。普通球粒隕石的密度為3.48至3.64 g/cm3，若果假設艾女星是由普通球粒隕石組成的，其孔隙率為11%到42%。艾女星的内部可能存在一定份量的megaregolith，就是因撞擊而碎裂的石層。這層megaregolith從艾女星表面向下延伸幾百米至幾公里。在艾女星的核心，可能存在碎裂的石層，位于撞擊坑Mammoth、Lascaux和Undara底下。
Title: 艾女星 (243 Ida)
Section: 公轉及自轉

艾女星是主小行星帶中鴉女星族的一員。艾女星繞太陽的軌道平均距離太陽2.862天文單位（428.1吉米），于火星與木星之間。艾女星完成一次公轉需時4.84089年艾女星的自轉周期為4.63小時，是已知轉速最快的小行星之一。經過計算，一個與艾女星形狀一樣、密度均勻的物體在轉動慣量最大時的自轉軸與艾女星的相符。這表明，艾女星内部的密度分佈在不同區域沒有太大的變化。由於太陽引力對不規則形狀的艾女星有所影響，其自轉軸有進動，周期為7萬7千年。
Title: 艾女星 (243 Ida)
Section: 衛星

一顆細小的衛星繞艾女星公轉，名「艾卫」。其正式編號為(243) Ida I Dactyl，是從伽利略號探测器于1993年掠過時拍攝的照片中發現的。這批照片第一次直接證實了小行星衛星的存在。當時它距離艾女星90公里（56英里），以順行軌道公轉。艾卫的表面和艾女星一樣由許多撞擊坑覆蓋，並且成份相近。其來源並不確定，但從探测器的觀測顯示它是鴉女星族原星碎片之一。
Title: 艾女星 (243 Ida)
Section: 衛星
Subsection: 發現

艾卫在1994年2月17日由伽利略號任務成員Ann Harch發現，當時他正檢視從探测器傳回的照片。伽利略號在1993年8月對艾卫觀察了5.5小時，拍攝了47張照片。拍攝第一張照片時，探测器距離艾女星10,760公里（6,690英里），並與艾卫相距10,870公里（6,750英里），14分鐘后它最接近艾女星。艾卫的編號為1993 (243) 1。國際天文聯會在1994年將其命名為「Dactyl」，住在克里特島伊達山上的達克堤里（Dactyl）。
Title: 艾女星 (243 Ida)
Section: 衛星
Subsection: 物理特性

艾卫是一顆蛋形但極爲近似球體的天體，尺寸為1.6乘1.4乘1.2公里。它以它最長的一條軸朝向艾女星。就如艾女星，艾卫的表面也佈滿了飽和了的撞擊坑。有超過12個坑直徑大於80米（260英尺），表示它過去受到許多撞擊。至少有6個坑排成直線鏈狀，表示這是近距離形成的碎片造成的，這些碎片很可能來自艾女星的噴射物。但與艾女星上的不同，艾卫上的撞擊坑中央有突出物。以上的特徵，加上它的橢球形，顯示艾卫是有一定的自身引力，儘管它的體積如此之小。與艾女星一樣，其表面溫度約為200K。艾卫和艾女星有許多共同特徵。它們的反照率和反射光譜非常相像。其中的細小分別顯示，相對艾卫，艾女星經歷的太空風化作用較強。它的體積太小，使表岩屑不可能生成；艾女星則被厚厚一層表岩屑覆蓋。
Title: 艾女星 (243 Ida)
Section: 衛星
Subsection: 軌道

艾卫繞艾女星的軌道並不確定。拍攝艾卫的大部分照片時，伽利略號正處於它的軌道平面，很難推斷其準確軌道。艾卫以順行軌道公轉，軌道傾斜于艾女星赤道8°。根據電腦模擬，艾卫的近心點必須與艾女星距離至少約65公里（40英里），才能保持穩定的軌道。在這電腦模擬中，軌道的可能性範圍縮窄了，因爲伽利略號在1993年8月28日16:52:05 UT觀測到它位于艾女星經度85°上空90公里（56英里）處，模擬中艾卫必須經過這一點。1994年4月26日，哈勃太空望遠鏡觀測艾女星8小時，但並未看到艾卫。艾卫要距離艾女星超過約700 km（430 mi）才能被觀測到。假設艾卫的軌道為圓形，其公轉周期約為20小時；其公轉速度為大約10米每秒（33英尺每秒），相同于人類快跑的速度。
Title: 艾女星 (243 Ida)
Section: 衛星
Subsection: 年齡及來源

艾卫估計與艾女星年齡相近，都是從鴉女星族原星殘骸中分離出來的。然而，它也有可能在更爲近期形成，是艾女星一次巨大撞擊的噴射物。它是由艾女星捕捉來的可能性很低。艾卫在1億年前可能遭受過一次大型隕石撞擊，使它的體積減少。
Title: 天卫五 (Miranda (moon))
Section: abstract

天衛五，也稱為米蘭達，是天王星五顆球形衛星中最小和最內側的衛星。它是傑拉德·古柏在1948年2月16日在美國德州的麥克唐納天文台發現的，並以莎士比亞的歌劇《暴風雪》中主角普洛斯彼羅的女兒米蘭達 (莎士比亚作品人物)命名。像天王星的其它大衛星一樣，米蘭達的軌道靠近其行星的赤道面。由於天王星是側躺的繞著太陽運行，因此米蘭達的軌道幾乎垂直於黃道，並且與天王星一樣有著相同的極端氣候週期。到目前為止，只有航海家2號在1986年1月飛越過米蘭達南半球時，拍攝過它朝向太陽那一面的近距離特寫照。尽管只有這一部分曾被研究過，米蘭達仍顯示出天王星的系統中最活躍的地質特征。
Title: 天卫五 (Miranda (moon))
Section: 物理性質

米蘭達的表面也許主要是碎冰、低密度矽酸鹽和有機化合物組成的岩石。米蘭達表面殘破有如補丁的地形，表明在這顆衛星上曾有強烈的地質活動進行過，才會有巨大的峽谷交叉往來於表面。被稱為冕狀物（coronae）的巨大溝槽結構，可能是被溫暖的冰刺穿或湧出造成的 。這種作用可能改變了衛星內部的密度分佈，也可能造成米蘭達自身的重組。 相似的情況相信也曾在土星的衛星恩塞拉都斯發生過。這種活動的能源被認為是來自天王星的潮汐力，可能在過去曾和其他天王星的衛星有軌道共振的關係。米蘭達過去的地質活動相信在軌道離心率比目前大時，曾經歷過潮汐加熱。在他早期的歷史，米蘭達曾經和烏伯瑞爾有3:1的軌道共振，之後才從那種狀態脫離。共振會使軌道離心率增加，隨著時間的變化，由天王星產生的潮汐力引起潮汐摩擦，導致衛星內部被加熱。在天王星的系統中，由於行星的扁率和相對於衛星的尺度不是很大，衛星要從共振的軌道中脫離比在木星或土星的系統中容易。對一顆靠近行星的衛星而言，米蘭達的軌道傾斜（4.34°）是很大的，因此米蘭達能從與烏伯瑞爾的次要的共振中逃逸而出，而這個逃脫的機制相信可以解釋為何他的軌道傾斜超過天王星其他大衛星的10倍以上（參見天王星的衛星）。早期的理論，在航海家2號飛掠之後的短時間但現在已經被屏棄了，認為米蘭達的前身曾被巨大的撞擊擊碎掉，然後碎片再重新聚集呈現在這種奇怪的模樣。科學家在米蘭達上發現了下列的地質特徵：撞擊坑冕狀物（大的卵圓形形狀）區域（地質學的領域）斷崖（懸崖）溝槽
Title: 天卫五 (Miranda (moon))
Section: 瑣事

Astronomy Domine：搖滾歌手平克·佛洛伊德創作的一首歌曲，裡面提到天衛三、天衛四和米蘭達（天衛五）。
Title: 天卫二 (Umbriel)
Section: abstract

天卫二（烏姆柏里厄爾，英語：Umbriel，国际音标：[ˈʌmbɹiəl]）是天王星的衛星，以亞歷山大·蒲柏的作品《秀髮劫》裡的角色烏姆柏里厄爾命名。它與天衛一同時由威廉·拉塞尔在1851年10月24日發現。天卫二的直徑比天衛一大10公里，但密度相同。 天卫二主要由冰和岩石組成，其中冰占天衛二表面的多數，而它的地幔和核心可能分別由冰和岩石組成。天卫二的構造與天衛四類似，但天衛四的體積比天衛二大35％。天卫二是天王星所有衛星中最暗的，反射率只有18％。因為天卫二上有多處峽谷，內部可能有變動，因此天衛二可能有過一些地殼變動的事件。天衛二在早期常常被隕石撞擊，因此表面上有大大小小的隕石坑，在天王星所有衛星裡隕石撞擊坑数量僅次於天衛四。最大的隕石坑直徑至少有210公里。天衛二其中一個表面特徵是在旺達隕石坑（Wunda crater）最低點的一圈明亮圓環。天衛二與天王星其它衛星一樣，可能是由天王星的吸積盤所組成。航海家二號經過天王星时深入研究过天卫二，这也是人類第一及唯一一次對其深入研究。航海家二號在經過天衛二时拍下的照片可以讓天文測繪家繪畫天衛二40％的表面。
Title: 天卫二 (Umbriel)
Section: 發現與命名

天衛二與另外一顆天王星衛星天衛一，由英國天文學家威廉·拉塞尔在1851年10月24號同時發現。雖然天衛三和天衛四的發現人威廉·赫歇爾聲稱他在18世紀末曾經發現4顆未被發現天王星衛星，但他的觀測沒有被加以證實而不被承認。天王星所有的衛星都是以莎士比亞或亞歷山大·蒲柏作品中的角色來命名的。天衛二的名字烏姆柏里厄爾是由威廉·赫歇爾的兒子約翰·赫歇爾經威廉·拉塞尔的請求而推薦的。烏姆柏里厄爾在亞歷山大·蒲柏的《秀髮劫》（The Rape of the Lock）中被形容成是一隻「昏暗的憂鬱精靈」。同時，拉丁語中的umbra指的是陰影、影子的意思。
Title: 天卫二 (Umbriel)
Section: 軌道

天衛二環繞天王星的平均距離为266,000公里，在天王星五大衛星中距天王星第三遠。天衛二環繞天王星的離心率和軌道傾角都很小，分别只有0.0039和0.128。天衛二的軌道周期約為4.1個地球日，正好與它的自轉周期相同。也就是說，天衛二有同步軌道和潮汐鎖定的特性，使天衛二永遠只有一面面向天王星。天衛二的軌道完全在天王星的磁層裡。如果天衛二的後半球（沒有面對天王星的那一面）完全在天王星的磁層裡，天衛二會被環繞天王星的磁層等離子體擊中，並使天衛二的後半球呈一片黑暗。（除了天衛四以外，所有的天王星衛星都有這種特性。）航海家二號在1977年經過天衛二時，衛星上的磁層等離子體遠比預測數量多，顯示出天衛二可能會吸收天王星磁層裡的等離子體。因為天王星是側著繞行太陽的，而天王星的衛星（包括天衛二）是在天王星的赤道面上運轉的。因此天衛二有很極端的季節周期。天衛二的兩極，都會有連續42年的黑暗。黑暗過後，會有連續42年的陽光照射。在至日時，陽光會照到其中一極的最頂端。在航海家二號經過天衛二時，正好遇到1986年南半球的夏至。因此航海家二號拍下的照片，每一張照片的北半球都是暗的。每隔42年，當天王星的赤道面與地球相交，且太陽照射到天王星的晝夜平分點時，便有可能發生衛星掩星的現象。在2007年，這種情況發生過3次。第一次是在2007年8月15日，由天衛二掩蓋天衛三。第二次是在8月19日，由天衛二掩蓋天衛一。而第三次是在12月8日，由天衛二掩蓋天衛三。目前，天衛二尚未與其他天王星的衛星發生過軌道共振。但在早期可能與天衛五呈1:3的共振。軌道共振可能會增加天衛五的離心率，並促進天衛五的內熱與地質活動，而天衛二受到的影響較小。基於天王星低扁的形狀，天王星的衛星要離開天王星會比木星或土星的卫星更容易。當天衛五不再與天衛二產生共振後，它的離心率會減振，並不再運用它的熱源。
Title: 天卫二 (Umbriel)
Section: 構造

天衛二是天王星的衛星中直徑第三和質量第四的衛星。它的密度为1.39克/立方厘米。天衛二主要由水冰所組成，與另一種高密度的成分構成天衛二40％的質量。有專家推測後这可能為岩石、碳和其他有機化合物所組成的一種物質。利用紅外光譜術多次的分析後，發現天衛二表面上存在結晶状态的冰。天衛二前半球的冰吸收帶比後半球的還要強。這種吸收帶的強度不一致的原因不明，但可能與天王星磁層裡的帶電粒子相關（因後半球的帶電粒子比前半球多）。这些粒子會濺射冰，將冰裡的甲烷分解成水合物，並使其它有機物變暗，最後只剩一些黑暗並含碳豐富的殘基存在。科學家利用紅外光譜術分析天衛二後，偵測到的化合物除了冰以外，還有主要分布於天衛二的後半球的二氧化碳，不过其來源不明。一個理論认为碳酸鹽受到天王星磁層裡的高能粒子的影響，進而產生二氧化碳。這個假說能解釋為什麼天衛二的二氧化碳的分佈不均勻（因後半球受到磁層的影響較大）。另一理論认为天衛二內部的冰裡的二氧化碳因天衛二的地質活動而突然釋氣。科學家推測天衛二的內部的岩核被一層冰冷的地幔環繞。如果這是真的，天衛二內核（314公里）的半徑約為月球的54％，而質量則是月球的40％。天衛二的壓強為0.24吉帕斯卡。天衛二的地幔结构目前尚不清楚，但天衛二底下似乎不存在地下海洋。
Title: 天卫二 (Umbriel)
Section: 表面特徵

天衛二是所有天王星衛星中最暗的。它反射的光是只有其大小相当的天衛一的一半。与天衛一（23％）相比，天衛二的球面反照率很低（10％）。 當天衛二的相位角改變，它的幾何反照率會減小。當天衛二的相位角为0度时，反射率是26％。當其相位角为1度时，反射率會減至19％。這種情況是一種叫相對效應的光學現象。天衛二的表面是微藍色的，但隕石坑等地方較藍。天衛二的前半球和後半球甚至可能顏色不同（前者比後者紅）。 天衛二紅色表面的原因有很多說法，其中一個理論是天衛二紅色的表面可能是由帶電粒子和微流星體造成的轟炸並使天衛二太空風化的結果。但較有可能是因為早期天衛二形成時，吸積盤裡含一種紅色的物質所造成的結果。 目前為止，科學家只承認天衛二上的一種地質特徵——隕石坑。天衛二的隕石坑比天衛一和天衛四的隕石坑更大更多。在所有天王星的衛星中，只有天衛三的隕石坑比天衛二的多。天衛二的隕石坑最小只有幾公里，但最大的隕石坑——沃科洛陨石坑直徑卻有210公里。天衛二所有被承認的隕石坑都有中央峰，但都沒有射紋系統。天衛二最著名的表面特徵旺達隕石坑位于天衛二的赤道上，它的直徑有131公里。旺達隕石坑最低點有一圈明亮的光環，最有可能是沖淤變動的結果。在天衛二的晨昏圈上有兩個隕石坑：烏維和史金德，兩個隕石坑都沒有光圈，但都有中央峰。科學家在研究天衛二的地形時，發現天衛二早期可能有一個直徑400公里、深5公里的隕石坑。與天王星其他衛星一樣，天衛二的表面穿插著很多峽谷。但它們因影像的畫質太差而並沒有被正式承認。而影像的畫質正是研究天衛二地質圖的天文學家的絆腳石。天衛二的表面於後期重轟炸期已穩定。目前，能提供给我們天衛二早期地表變化的線索只剩峽谷及多邊形—一種上百公里，有複雜形狀的暗班。根據航海家二號當時拍下的測光照片，可以看出天衛二上的多邊形分佈不均勻，從衛星的東北部走向西南部。有些多邊形與其他窪地相對應，這種現象可能由天衛二早期的地質活動造成。目前天文學家對為什麼天衛二這麼昏暗和整齊沒有合理的解釋。天衛二的表面可能被一層從隕石撞擊掊出或火山爆發噴發出來的暗的物質覆蓋。另外，天衛二的地殼可能完全由这種黑暗的物質所組成，並阻止射紋組成。但旺達隕石坑的光圈與此假說產生矛盾。
Title: 天卫二 (Umbriel)
Section: 表面特徵
Subsection: 撞擊坑

天衛二上的撞擊坑，多以神話中的邪惡、黑暗之神或神靈命名。
Title: 天卫二 (Umbriel)
Section: 起源

普遍認為天衛二是由吸積盤或星雲所形成的。組成天衛二的物體不是分佈在天王星附近，就是由一個大到讓天王星垂直傾斜的撞擊形成的。組成天衛二的星雲的成分不明，但天王星衛星的密度比土星的衛星大，可得知那團星雲缺少水分。在星雲裡數量很多的氮和碳可能以一氧化碳和氮分子，而不是氨或甲烷的方式存在。由星雲組成的衛星會含較少冰並含較多岩石，這能解釋天衛二的高密度。天衛二的吸積過程持續了幾千年，與吸積同一時間發生的隕石撞擊使天衛二的地殼發熱。天衛二被隕石撞擊後，最高溫度曾達180K，造成撞擊的隕石坑深達8公里。在天衛二吸積完後，天衛二地下開始冷卻，但因內部放射性元素衰變，天衛二內部仍然是熱的。當天衛二近表面的地方開始收縮，它的地核和地幔開始膨脹。天衛二的這些運動使它的地殼受到很強的拉伸應力，並導致地殼裂開。 這個過程持續了兩百萬年，顯示出天衛二所有內源性的活動在幾十億年前就停止了。若天衛二早期有氨（以水合物存在）或鹽等抗凍劑存在，早期的吸積造成的熱能及放射性元素衰變会造成衛星部分的冰融化。天衛二的冰融化後，讓地底的冰與岩石分開，使天衛二的地幔由冰組成，地核由岩石組成。一層液態水可能存在於冰與岩石的邊界之間，但可能早已凍結。冰、岩石和水，這種混和物的共晶溫度176K，相當於-97.15攝氏度。
Title: 天卫二 (Umbriel)
Section: 勘探

目前唯一拍到的天衛二特寫是由航海家二號所拍下的照片。航海家二號在1986年1月飛越天王星時，拍下天衛二的照片。因為當時拍下照片時，航海家二號離天衛二325,000公里，所以航海家二號拍下的照片中，空間分辨率也只有5.2公里。天衛二表面有40％被航海家二號拍到，但只有20％能供描繪地質圖參考。在飛越天衛二時，它的南半球正對著太陽，因此天衛二的北半球是完全黑暗的，同時也不能被研究。除了航海家二號，沒有太空船曾經或計畫要到天衛二探勘。
Title: 小行星101955 (101955 Bennu)
Section: abstract

小行星101955（臨時名稱1999 RQ36）是林肯近地小行星研究小組在1999年9月11日發現的一顆阿波羅型小行星。它是歐西里斯任務（OSIRIS-REx計畫）在2023年攜帶樣品返回地球任務鎖定的目標。它是列在哨兵系統的巴勒莫撞擊危險指數第三級，有著撞擊地球最高度危機的小天體。101955 班努的平均直徑大約是492米（1,614英尺；0.306 mi），並且已經被阿雷西博天文台的行星雷達和金石深空網路廣泛的觀測。
Title: 小行星101955 (101955 Bennu)
Section: 命名

班努的名稱來自北卡羅萊納州的一位三年級（9歲）的學生Michael Puzio。他參加亞利桑那大學、行星學會和林肯近地小行星計畫於2013年6月舉辦的為"小行星命名活動"，從來自全球各地數十個國家，8千多名參與著命名中脫穎而出。它的名稱來自埃及神話的不死鳥－貝努鳥（Bennu），Puzio 覺得將前往探測的太空船歐西里斯號，包括其TAGSAM臂，很像貝努鳥。
Title: 小行星101955 (101955 Bennu)
Section: 命名
Subsection: 班努小行星地貌命名

國際天文聯會2020年3月7日公佈班努（Bennu）小行星上第一批地貌命名。它的十二個主要地貌特徵名稱，是由美國太空總署歐西里斯（OSIRIS-REx）號團隊成員提出，他們在過去的一年中，一直在詳細繪製小行星的地圖。 歐西里斯號太空船目前已從班努小行星的地表收集樣品帶回地球，計劃在2023年回到地球。班努的名字的靈感來自古埃及神靈，描述為鳥、太陽、創造和重生有關。 為了與這個主題保持一致，國際天文聯會決定採用各民族神話中的鳥類和類似鳥類的生物有關的名稱。班努小行星上的各種地形，分別是：區（Regio），隕石坑（Crater），山脊（Dorsum），溝（Fossa）和岩（Saxum）。以下是第一批班努小行星表面特徵名稱，全部以神話中的鳥類和鳥狀生物命名。 1. 特努瓦區（Tlanuwa Regio）以巨型特努瓦鳥命名，這些鳥類以蛇的碎片散佈在地球上，在切諾基（Cherokee）神話中變成了站立的岩石柱子。特努瓦區是班努南半球大片巨石所覆蓋的區域。2. 奔奔岩（Benben Saxum）以起源於原始水域的古埃及土丘命名。在埃及神話中，阿圖姆（Atum）神以班努鳥的形式飛越水域後定居於奔奔（Benben），以創造世界。奔奔岩是班努小行星最高的巨石。3. 大鵬岩（Roc Saxum）以大鵬鳥命名，大鵬鳥是中東阿拉伯神話中的猛禽。 大鵬岩是班努小行星最大的巨石特徵。4. 西摩格岩（Simurgh Saxum）以波斯神話中善良的鳥而得名，據說該鳥擁有所有知識。 西摩格岩在是班努小行星上定義為本初子午線，是這顆小行星坐標系的基礎。5. 福金岩（Huginn Saxum）是相鄰的巨石，以北歐神話中的奧丁（Odin）養的兩隻烏鴉其中一隻福金命名。6. 霧尼岩（Muninn Saxum）是相鄰的巨石，以北歐神話中的奧丁養的兩隻烏鴉其中一隻霧尼命名。7. 俄克皮特岩（Ocypete Saxum）以古希臘神話人物命名，是鷹身女妖化身，她常在海上興風作浪，作惡多端。俄克皮特岩位於2019年1月19日在班努小行星發生的粒子噴射事件的起點附近。8. 條紋岩（Strix Saxum）以羅馬神話中的兇猛條紋鳥而得名。 條紋岩是位於歐西里斯號任務的後備樣本收集站點兩側的一塊巨石。9. 阿米罕岩（Amihan Saxum）以是菲律賓神話中的一隻鳥，牠是他加祿（Tagalog）民族神話中第一個居住在宇宙中的生物。這個大而扁平的巨石似乎被部分掩埋，位於特努瓦區，那裡的大石塊異常集中。10. 普瓦凱岩（Pouakai Saxum）是波利尼西亞（Polynesian）毛利（Māori）人神話中，殺死併吞食人類的猛禽而得名。 普瓦凱岩是一塊10.6米的巨石，位於班努小行星的南半球，就在奔奔岩的北面。11. 希道士岩（Aetos Saxum）是宙斯（Zeus）的童年玩伴而得名，宙斯在希臘神話中被赫拉（Hera）變成了老鷹。 希道士岩是一個顯著扁平的巨石，在班努小行星的赤道附近具有大翅膀的形狀。12. 石像鬼岩（Gargoyle Saxum）是一隻帶有翅膀，鳥狀脖子和呼吸火焰的法國龍狀怪物而得名。石像鬼岩是歐西里斯號探測任務後備樣本站點附近的一塊巨大的巨石，也是班努小行星上最暗的物體之一。
Title: 小行星101955 (101955 Bennu)
Section: 命名
Subsection: 歐西里斯號在班努小行星取樣位置名稱

美國太空總署的歐西里斯號太空船經過近八個月仔細測量與繪製編號班努小行星的表面地形，正式向外界公佈了四個採樣候選地點。由於班努小行星的名字來自於埃及神話中的班努鳥，因此這次選出的四個候選地點也分別以埃及神話中的鳥命名為：1. 夜鶯（Nightingale）候選地點夜鶯在畫面中最黑，被認為擁有顆粒最細的土壤；2. 翠鳥（Kingfisher）認為候選地點岩石含水量相當高；3. 魚鷹（Osprey）認為候選地點岩石含水量相當高；4. 磯鷸（Sandpiper）候選地點含有豐富碳的岩石。
Title: 小行星101955 (101955 Bennu)
Section: 撞擊地球的可能性

平均而言，大約每130,000年會有一顆直徑500米（1,600英尺；0.31 mi）的小天體會對地球產生影響。在2010年，安德列·蘭妮和它的合作者對從2169年至2199年間有撞擊地球潛在威脅的8顆小行星，包括班努，做了動力學上的研究。累積撞擊的或然率依靠當時對班努等的物理性質所知甚微少，但發現撞擊的機率都不會超過0.071%。作者承認要精確的評估101955 班努影響地球的概率，將需要一個更詳細的形狀模型和另外的觀測（從地面或太空船前往觀測），來確定亞爾科夫斯基效應的大小和方向。基於後來的形狀模型的發表和1999年、2005年、2011年雷達觀測的天體測量，它是可能估計亞爾科夫斯基效應的加速度並修訂有關的評估。目前（2014年）最佳的碰撞估計是在2175年至2196年間有0.037%的累積概率。這對應於巴勒莫尺度是 -1.70。
Title: 小行星101955 (101955 Bennu)
Section: 太空船任務

因為從地球前往只需要少量的ΔV，就可以進入軌道，101955 班努已經被好幾個太空任務選中作為太空船的目標。
Title: 小行星101955 (101955 Bennu)
Section: 太空船任務
Subsection: 歐西里斯任務

NASA新疆界計畫的歐西里斯任務，已经在2016年9月8日發射，於2020年抵達101955班努，並在2023年將采集的樣品帶返地球。最終歐西里斯號太空船提早於2018年12月3日中午12時10分抵達101955 班努，並向地球傳送該小行星的清晰圖片。2020年10月20日，歐西里斯號成功地降落在班努小行星表面以收集樣品。2020年10月23日，美國國家航空暨太空總署（NASA）同日說明，探測器OSIRIS-REx在小行星貝努（Bennu）成功以機械手臂抓取大量石塊碎屑樣本，但採集量多到收集器蓋子無法完全密封，致部分樣本噴瀉到外太空。 2023年9月24日，探測器OSIRIS-REx的回收莢艙在美國猶他州著陸，其中裝有約250公克的小行星塵埃樣本。10月11日，美国航天局表示根據从小行星贝努上采集的样本分析，小行星貝努上存在碳和水的证据。
Title: 土卫四 (Dione (moon))
Section: abstract

土卫四又稱為「狄俄涅」（Dione），是环绕土星运行的一颗卫星。它是1684年由乔瓦尼·多梅尼科·卡西尼发现的。国际天文协会将它按照希腊神话中的泰坦狄俄涅定名为Dione（国际音标为/daɪˈɔʊni/，希腊语原文为Διώνη）。如同土卫二和土卫六，土卫四内部也可能存在一层地下海洋。
Title: 土卫四 (Dione (moon))
Section: 发现和命名

土卫四是于1684年3月21日被乔凡尼·多美尼科·卡西尼发现的。一开始卡西尼将他发现的土卫三、土卫四、土卫五和土卫八命名为“路易之星”（Sidera Lodoicea）来奉承法国国王路易十四，但是这个命名没有被天文学家普遍接受。他们则将最早被发现的五颗土星卫星称为土卫一至五。后来1789年土卫一和土卫二被发现后这个号码命名法被扩展到土卫七（今天的号码命名法后来被调整过，因此与当时的不一样）。1847年約翰·弗里德里希·威廉·赫歇爾建议使用希腊神话中泰坦的名字来命名土星的卫星，因此土卫四获得了狄俄涅这个名称。（在希腊神话中克洛诺斯是泰坦之一，而希腊神话中的克洛诺斯相当于罗马神话中的萨坦，按照国际天文协会土星是以萨坦命名的，因此土星的卫星是按照希腊神话中他的兄弟姐妹命名的。）
Title: 土卫四 (Dione (moon))
Section: 轨道

土卫四环绕土星的距离是377,420千米，其环绕周期为65小时41分钟。土卫四轨道的偏心率为0.0022，相对于土星的赤道它的轨道的倾角为0.02°。土卫十二与土卫四位于同一轨道上，土卫十二位于土卫四的拉格朗日点L4上，在土卫四前方60°的位置。
Title: 土卫四 (Dione (moon))
Section: 物理特征

土卫四的平均直径为1118千米。土卫四主要由冰组成，不过它是土星卫星中密度第三高的（1.5克/立方厘米，土卫二和土卫六居第一和第二位），因此它的内部必须含有相当多的硅酸盐岩石。土卫四的反照率为0.55，与土卫三和土卫二相比它比较暗。土卫四的表面温度为-187°。它的自转周期与公转周期一样长，也是65小时41分钟，因此它与地球的卫星一样是同步自转。它的自转轴与公转轴之间的交角为0.006°。土卫四比土卫五小一些，但与土卫五非常类似。它们的组成、反光率和地形均很类似，两颗卫星均具有非常不同的前面和反面（前面指的是在公转中朝着飞行方向的一面，反面指的是在公转中背着飞行方向的一面）。土卫四的正面有比较多的撞击坑，而且比较亮，而它的反面则完全不同，这一面比较暗，明亮的、细小的条纹遮盖了上面的撞击坑。这说明这些条纹是比较新的。这些条纹估计是冰的悬崖。目前在土卫四上被发现的地质形态有：峡谷线条撞击坑
Title: 土卫四 (Dione (moon))
Section: 物理特征
Subsection: 冰悬崖

在卡西尼-惠更斯号探测器2004年12月13日飞越土卫四之前，科學家不清楚土卫四表面明亮线条状的结构，原因之一是照片解析度不足。当时唯一知道的訊息這些地區反光率非常高，而且非常薄，可以看到下面的结构。当时的推测是土卫四刚刚形成后地质活跃，冰火山改造了大部分表面。这些线条是沿着裂缝的爆发后冰雪重新落到土卫四表面形成的。后来这些地质活动停止后前面由于不断受到陨星的撞击这些线条被磨灭了。但卡西尼号最新的照片证明这个推测有誤，这些线条根本就不是堆积的冰雪，而是地震造成的明亮冰悬崖。土卫四的背面上显示着巨大的破裂。2005年10月11日，卡西尼号以距離500千米飞越土卫四时，拍摄这些悬崖的清晰照片，显示悬崖有些达数百米高。
Title: 土卫四 (Dione (moon))
Section: 物理特征
Subsection: 撞击坑

土卫四表面有多种地形，其中包括含有很多撞击坑的地形、含有中等撞击坑数目的平原、含有少数撞击坑的平原和地壳破裂的区域。含有很多撞击坑的地区有许多大到直径100千米的撞击坑。平原地区的撞击坑的直径一般小于30千米。不过也有有很多撞击坑的平原。大多数含有很多撞击坑的地区位于土卫四的反面，而在它的前面也有含有少量撞击坑的平原。这个现象与许多科学家预言的正好相反。尤金·舒梅克和其他人曾提出一个理论认为自传与公转同步的卫星的前面的撞击坑数量应该比较多，反面比较少。这说明土卫四被撞击时它的正面和反面正好反过来。由于土卫四比较小，在受到比较大的撞击（撞击坑大于35千米）时它会被转动。由于土卫四表面有许多大于35千米的撞击坑，因此它在早期撞击率比较高时可能不断被转动。今天遗留下来的撞击坑和比较亮的正面说明它现在的正面已经有数十亿年是正面了。土卫四的撞击坑与木卫四的类似，而不像月球和水星上的撞击坑，它的边缘不那么明显。这可能是因为随着时间比较弱的冰衰落了。不过土卫四上的撞击坑中有些还有中央山，而不像木卫四那样完全没有中央山了，这说明土卫四上的冰不像木卫四那样脆弱。
Title: 土卫四 (Dione (moon))
Section: 观测

土卫四的视星等为10.4等，从地球上看出去是土星最亮的卫星，不过要观察土卫四需要一台物镜大于10厘米的望远镜。