shintaro-ozaki/entity-explanation huggingface dataset:
Title: 小行星2867 (2867 Šteins)
Section: abstract

小行星2867 （2867 Šteins）是1969年由苏联天文学家尼科莱·切尔尼克（俄语：Николай Степанович Черных）在克里米亚天体物理观测台发现的主带小行星。这颗小行星以拉脱维亚和苏联天文学家卡利斯·斯坦斯（拉脫維亞語：Kārlis Šteins）命名。2008年，欧洲太空总署的无人探测飞船罗塞塔号曾经造访这颗小行星。
Title: 小行星2867 (2867 Šteins)
Section: 物理特征

欧洲南方天文台的天文学家在2006年出版的一份报告中指出小行星2867是一颗E-型小行星，直径大约为4.6公里。罗塞塔号在造访这颗小行星之前，曾经通过光变曲线分析发现，它的外观不规则，自转周期为6小时，没有卫星。在罗塞塔号造访后，欧洲南方天文台将其描述为“天空的一颗钻石”，因为在远处看它的外观和钻石非常相似，一极比较宽，而另外一极是比较尖。在宽的一极有一个直径2.1公里的大环形山，这使得天文学家感到困惑：很难想象这颗直径在5公里左右的小行星能在如此猛烈的撞击下能够保存下来。科学家通过罗塞塔号拍摄的照片计算出小行星2867的尺寸是6.67 x 5.81 x 4.47公里。
Title: 小行星2867 (2867 Šteins)
Section: 罗塞塔号的造访

2008年9月5日，罗塞塔号无人探测器以8.6公里/秒的低速（相对于之前的速度）掠过小行星2867，两者的最近距离不到800公里。 罗塞塔号计划将飞越两颗小行星，这是第一次，而第二次则在2010年飞越21号小行星鲁特西亚（司琴星）。罗塞塔造访的时机是在从探测器的角度看小行星刚好被太阳照亮的时候，使得探测器拍摄的照片清晰而准确。
Title: 小行星2867 (2867 Šteins)
Section: 表面特徵

小行星2867的撞擊坑命名方式非常奇特，是除了月海和水星山脈外，沒有以人名或地名等專有名詞命名的。
Title: 小行星2867 (2867 Šteins)
Section: 表面特徵
Subsection: 區

小行星2867上的區(地形特徵與周圍環境明顯不同)，以小行星2867的發現者命名。
Title: 小行星2867 (2867 Šteins)
Section: 表面特徵
Subsection: 撞擊坑

小行星2867的撞擊坑，以各種寶石命名。
Title: 小行星2867 (2867 Šteins)
Section: 参见

匈牙利族小行星2004 VD17神女星小行星3103小行星434侍神星祸神星
Title: 原神星 (65 Cybele)
Section: abstract

原神星（65 Cybele）是位于太阳系小行星带的一颗小行星，由德国天文学家威廉·坦普尔于1861年3月8日在法国马赛发现。这颗X-型小行星以希腊神话中的大地女神库柏勒命名，直径在218.56至300.54公里之间，自转周期为6.0814小时。原神星的轨道位于木星的2:1轨道共振外侧区域，属于外小行星带天体。原神星族得名于这颗小行星。
Title: 原神星 (65 Cybele)
Section: 物理特性

作为轨道离心率小于0.3，轨道倾角小于25°的一类小行星的代表，原神星位于外小行星带。这组被认为是在很久之前由一个大天体解体产生的小行星群，统称为原神星族。这些小行星的运行轨道位于木星的2:1轨道共振之外。作为颗X-型小行星，原神星的自转周期相对较短，仅为6.0814小时。首次原神星掩星现象于1979年10月17日在苏联观测到。这颗小行星的形状似乎不规则，最长弦长度为245公里，与1983年IRAS卫星测定的结果非常接近（见下文）。在1979年的同一次掩星事件中，还发现了一个可能的直径为11公里的小行星卫星，距离917公里，但此后从未得到证实。截至2017年，无论是小行星光变数据中心还是约翰斯顿的档案，都未将原神星视为一颗双小行星。
Title: 原神星 (65 Cybele)
Section: 物理特性
Subsection: 直径估计

原神星的平均直径估计在218.56至300.54公里之间。根据1983年红外天文卫星IRAS的观测，该小行星的直径为237.26公里。美国宇航局广域红外巡天探测器（NEOWISE任务）的测量结果得出其直径为218.56公里和276.58公里。日本AKARI卫星给出的最大估计值为300.54公里。2004年，穆勒利用热物理模型（TPM）估计原神星的尺寸为302 × 290 × 232公里，相当于平均直径273.0公里。 2021年的观测表明，原神星目前的形状与其处于流体静力平衡状态时所与其的形状非常接近，这与其他大型原神星族小行星，如林神星或者驶神星形成鲜明对比。这表明在大约1.5 × 1019千克的质量范围内，存在一个不规则小行星与处于平衡状态的大型天体之间的过渡点，这使得外太阳系中直径至少为260公里的天体可能在平衡状态下形成（例如，直径为212公里的土卫九可能是在平衡状态下形成的）。然而，尚不确定原神星现在的形状是否是其原始形状，还是像形状非常圆的健神星和丽神星那样是因大型撞击造成的。目前没有观察到原神星族，但是由于原神星的运行轨道相当不稳定，任何这样的小行星族都会在20亿年内分散。不过，原神星相比于林神星和驶神星具有更大的密度，这在某种程度上支持了第一个假设。（与原神星相对，林神星和驶神星皆曾经历撞击。这可从它们本身的卫星、以及与林神星隶属同一族的小行星得到证明。）
Title: 原神星 (65 Cybele)
Section: 物理特性
Subsection: 光谱

原神星的红外光谱的研究显示，其光谱中存在的吸收特征与司理星的光谱相似，可能係因水冰所致。这颗小行星可能被一层细小的硅酸盐尘埃覆盖，其中混杂着少量的水冰和有机固体。
Title: 原神星 (65 Cybele)
Section: 发现和命名

1861年3月8日，德国天文学家威廉·坦普尔在法国东南部的马赛天文台发现了原神星。这颗小行星的命名过程引起了一点争议。坦普尔将命名这颗小行星的荣誉授予卡尔·奥古斯特·冯·斯坦海尔，以表彰他在望远镜生产方面所取得的成就。冯·斯坦海尔选择将其命名为“马克西米利安娜”（Maximiliana），以纪念时任巴伐利亚君主马克西米利安二世。而在当时，小行星通常被赋予古典名称，许多天文学家对这种现代命名提出抗议。最终，这颗小行星被命名为库柏勒这个名字，意指地母神。（此前发现的小行星45、54和64也被赋予了非古典的名称；而小行星64也是由坦普尔发现的，但尽管遭到类似的抗议，其名字仍然保留了下来。）
Title: 原神星 (65 Cybele)
Section: 近期掩星现象

2008年8月24日，原神星遮蔽了蛇夫座中一颗12.7等的恒星2UCAC 24389317，显示了其长轴至少为294公里。2021年10月17日，原神星遮蔽了人马座中一颗11.9星等的恒星。
Title: 虹神星 (7 Iris)
Section: abstract

虹神星（7 Iris）太阳系中的一颗小行星。
Title: 虹神星 (7 Iris)
Section: 發現

虹神星是第七顆被發現的小行星，由英國天文學家约翰·罗素·辛德於1847年8月13日發現，亦是他發現的第一顆小行星。他还发现了8号小行星花神星。
Title: 虹神星 (7 Iris)
Section: 命名

Iris（伊里斯），希腊神话中彩虹的化身和诸神的使者。代表希臘神話中的彩虹女神，中文則譯作虹神星。
Title: 虹神星 (7 Iris)
Section: 特徵

測光觀測表明，虹神星的外形帶有棱角，而自轉軸傾角約為85°(約有10°的誤差)[4]，因此天體的兩個半球長時間受日照或黑夜，對於沒有大氣層的天體，這會造成很大的溫差。虹神星表面的反照率並不均勻，北半球可能具有較明亮的區域[5]。整體來說，虹神星的反照率較其他小行星高，因此可能由鐵－鎳、矽酸鎂、矽酸鐵的混合物組成。它的光譜與經過太陽風風化的L和LL球粒隕石類似[6]，故此它可能是此類隕石的主要來源[7]。虹神星曾於1995年5月26日及1997年7月25日掩蔽恆星，兩次觀測結果顯示虹神星直徑為200千米左右。
Title: 小行星3753 (3753 Cruithne)
Section: abstract

小行星3753（克魯特尼，Cruithne）是一顆軌道圍繞著太陽的小行星，其軌道性質特異，與地球軌道相關。有人認為它是繼月亮之後地球的第二顆衛星，但严格来说這只是從地球軌道上觀察位置時產生的誤解而並不正確。
Title: 小行星3753 (3753 Cruithne)
Section: 發現

小行星克魯特尼在1986年11月10日被位於澳大利亚赛丁泉天文台工作的邓肯·裘瓦隼與同事羅伯特·麥克諾特、马尔科姆·哈特雷和Michael R. S Hawkins發現。其實它在1983年已被智利南欧天文台的喬瓦尼·德·桑蒂斯和理察·馬汀·威斯特記錄過（1983 UH），但直到1997年，加拿大约克大学的保罗·维格特和Kimmo Innanen以及芬蘭图尔库大学的塞波·米科拉才共同發現了其不同尋常的軌道。
Title: 小行星3753 (3753 Cruithne)
Section: 軌道和大小

克魯特尼的直徑大約5公里，與地球最接近的距離是1200萬公里，大約是地月距離的30倍。雖然長期看來克魯特尼的軌道是不穩定的，但Wiegart和Innanen的計算仍指出它的軌道有一段時期幾乎與地球同步，但在數百萬年內並不會和地球發生碰撞，而且無論在軌道的哪個位置上，從地球上都不可能用肉眼直接看到它。克魯特尼一度曾被認為是人造的物體，可能是阿波羅計畫產生的太空廢棄物。或許是因為它與地球有著不尋常的軌道關係，克魯特尼曾經是科幻小說家斯蒂芬·巴科斯特在《流形：時間》一書中的物體。
Title: 小行星3753 (3753 Cruithne)
Section: 克魯特尼相對於地球的馬蹄形軌道

克魯特尼的軌道是環繞太陽的橢圓形，但是因為它的軌道週期與地球幾乎一樣，使它看來就像「跟隨」著地球一起繞著太陽。克魯特尼與太陽的距離和在軌道上的速度與地球的差異非常微小，所以從地球看克魯特尼就好像在前方有個像腎臟或蠶豆的軌道，克魯特尼在略少於一年的時間就完成一次這樣的路徑。因為比一年略少了一些，地球每年就落後這個蠶豆狀的軌道一點點，所以從地球上看這個軌道就不是封閉的（更像是蠶豆形的螺旋圈），而是逐漸慢慢遠離地球的。在許多年之後，地球將落後於克魯特尼足夠遠，這種在前方逐漸遠離的關係就會變成由後方逐漸接近。一旦轉變成此種關係，克魯特尼將年復一年的逐漸與地球接近。地球和克魯特尼之間的重力軌道能量轉換將使克魯特尼的軌道改變約50萬公里（地球軌道的改變只有1.3公分）。於是，克魯特尼環繞太陽的週期會變得比一年長了一點點。蠶豆形的軌道現在開始以相反的方向逐漸遠離地球，地球不再是落後在蠶豆形軌道的後方，而是被推向前方。下次發生這一系列變化的時間約在2292年的七月。屆時克魯特尼將接近地球至約一千二百五十萬公里。再經過380至390年之後，這個蠶豆形的軌道路徑會出現在地球軌道的另一側，並再度逐漸接近地球。地球又再一次的改變克魯特尼的軌道，使它繞太陽的週期又比地球的一年短了一點點（上一次發生這種變化的時間是1902年，而下一次將發生在2676年。這種模式會一再重複的進行著。
Title: 小行星3753 (3753 Cruithne)
Section: 相似的小行星

自克魯特尼被發現之後，還有三顆接近地球的小行星被發現，它們是 (54509) YORP（2000 PH5）、(85770) 1998 UP1以及2002 AA29，也都存在於相似的共振軌道上。其他天體有著馬蹄形軌道的例子是：土星的天然衛星土衛十和土衛十一，這兩顆衛星環繞著土星相互追隨著的運動狀態，與克魯特尼的原理是一樣的，但是情況單純的多了。火星也有一顆共軌小行星（小行星5261），而木星就有許多了（大約400顆，都是特洛伊小行星）；土星的系統內也有其他的共軌小衛星：土衛十三和土衛十四追隨著土衛三，還有土衛十二和 土衛三十四追隨著土衛四。但是它們並沒有馬蹄形的軌道。
Title: 小行星1036 (1036 Ganymed)
Section: abstract

小行星1036（Ganymed）是一颗围绕太阳公转的小行星。
Title: 小行星1036 (1036 Ganymed)
Section: 参数

这颗小行星的绝对星等为9.45等，自转周期为10.297小时。
Title: 克卜勒22b (Kepler-22b)
Section: abstract

开普勒22b（英語：Kepler-22b）是NASA开普勒太空望遠鏡所發現第一個位於類太陽恆星適居帶的太陽系外行星。克卜勒22b位於天鵝座內，距離地球600光年，環繞著類太陽恆星克卜勒22公轉。
Title: 克卜勒22b (Kepler-22b)
Section: 發現

該顆行星的發現公布於2011年12月5日。該行星最早于2009年的科學任務開始後第三天被开普勒太空望遠鏡偵測到。並在2010年下半年觀測到它第三次凌日現象。額外的確認資料由史匹哲太空望遠鏡和地面望遠鏡提供。該行星的半徑大約是地球的2.4倍（海王星半徑60%），距離地球約600光年。該行星環繞光譜類型G型的恆星开普勒22。
Title: 克卜勒22b (Kepler-22b)
Section: 組成和結構

至今其確切質量和表面成分仍不清楚。如果其密度和地球相當（5.515 g/cm3），則質量可能是地球的13.8（2.43）倍，表面重力是地球的2.4倍。如果其密度和液態水相當（1 g/cm3），其質量是地球的 2.5 倍，表面重力是地球的0.43倍。該行星可能會被歸類為超級地球，但要視其實際質量而定。據估計該行星質量可能達到地球35倍，類似天王星和海王星。它有可能是地球10倍質量的海洋行星，但也可能因為其灼熱表面而成為「超級金星」（Super Venus）。由於开普勒22b體積比地球大，它的成分可能和地球有所不同，視質量推測其外殼可能是以液體或氣體為主。它有可能是超級地球或熱海王星，其性質可能類似於半徑相近的GJ 1214 b。
Title: 克卜勒22b (Kepler-22b)
Section: 生命存在的可能性

开普勒22b距離其母恆星的距離比地球距離太陽少15%。軌道半徑是地球軌道的85%，公轉周期289.9地球日。從开普勒22b的母星所發射出的光能量比太陽少25%。距離和光能量的狀態組合在一起就是行星表面適合生命生存的適當溫度。科學家預測如果該行星無大氣層，其表面平衡溫度大約是-11 °C。如果有類似地球因為大氣層造成的溫室效應，該行星表面的溫度大約是22 °C。要注意的是，开普勒22b可能因為其體積過大而難以存在生命。其狀態可能比較不像地球，反而較接近海王星，擁有一個岩石核心和液體與氣體混合的表面，或者完全是液態海洋的表面。無論如何，該計畫的其中一位科學家娜塔莉·巴塔爾哈（Natalie Batalha）推測生物不無可能存在於這樣的海洋之中。該行星存在生命的可能性激勵了SETI將執行的研究中把开普勒22b列為優先選項。近期估計顯示克卜勒22b逾95%的機會位於適居帶中，只有5%機會位於適居帶邊緣。
Title: 冥卫五 (Styx (moon))
Section: abstract

冥卫五（英語：Styx，/ˈstɪks/ ，编号S/2012 P 1、S/2012 (134340) 1，简称P5）是冥王星的一颗较小的天然卫星，2012年7月11日宣布发现。它是冥王星第五颗被确认的卫星，距离第四颗卫星冥衛四的发现仅相隔了一年。2013年7月2日時，國際天文學聯合會宣布正式批准「斯堤克斯」（Styx）這個名字作為S/2012 (134340) 1的稱呼。
Title: 冥卫五 (Styx (moon))
Section: 发现

哈勃太空望远镜上装有的第三代广域照相机在2012年6月26日至7月9日间拍摄了九组照片，天文学家从这些照片发现了这颗卫星。这些照片原本为新视野号对冥王星的探测而准备，當時该飞船正在飞往冥王星，並預計在2015年7月14日飞过冥王星系统。人们不由得担忧，该区域可能隐藏着更多的难以观测到的小天体，高速穿越此区域的新视野号可能与这些未知小天体碰撞。
Title: 冥卫五 (Styx (moon))
Section: 物理性质

据估计，该卫星的上下边缘大约为0.04，反照率大约为0.35。再结合视星等，这颗卫星直径在10公里至25公里之间。
Title: 冥卫五 (Styx (moon))
Section: 轨道参数

冥卫五的公转週期约为20.2天，这说明它与冥卫一—冥王星体系处于大约5.4%的1:3共振。加上冥王星的其他卫星——冥卫二、冥卫四和冥卫三，它们形成了部分1:3:4:5:6共振的近心点进动。
Title: 冥卫五 (Styx (moon))
Section: 起源

据推测，环绕冥王星的复杂卫星系统是冥王星与另一个柯伊伯带天体在很久以前碰撞的结果。冥王星的卫星可能是这样的相撞事件的残骸所形成的，这与月球形成的大碰撞说类似。轨道共振可能使残骸中聚集物质形成了卫星。
Title: 冥卫五 (Styx (moon))
Section: 参见

冥王星的衛星
Title: GJ_1214_b (GJ 1214 b)
Section: abstract

GJ 1214 b是一個在2009年發現的太陽系外超級地球，環繞位於蛇夫座內的GJ 1214恆星，距離地球13秒差距，即40光年。證據顯示，這個「水世界」同樣擁有大氣層，亦是現時除了柯洛7b以外，已發現的系外行星中第二個已知質量及半徑比太陽系的氣體巨星為小的行星。天文學家認為這顆行星是歷來發現特徵最接近地球的行星，所以它的發現對人類很重要。雖然它的恆星是一顆昏暗的紅矮星，亮度只有太陽的三千分之一，但由於二者間距離太近，這顆水行星表面溫度高達200℃，它繞恆星運行1周只需38小時，比地球要365天短得多。它的表面没有土地，而是100％的水。現時科學家透過當它凌越母星時，透過從它的光分析其大氣成分，以取得更多有關這顆行星的資訊。
Title: GJ_1214_b (GJ 1214 b)
Section: 檢測

這顆行星是當它凌越所環繞的恆星時，被MEarth計劃的人員發現了，該行星也是MEarth計劃發現的第一顆系外行星。2009年初，計劃人員利用配備了RC光學系統（RC Optical Systems）製造的40 cm（16英寸）望遠鏡及一般的攝影機，在Software Bisque Paramount ME 機器人支架的輔助下，拍攝得有關圖片。當時工作人員發現恆星GJ 1214有光度下降的現象，更進一步的觀測則確定該恆星每隔1.58日光度就下降1.5%。之後再進一步使用歐洲南方天文台轄下拉西拉天文台的口徑3.6公尺望遠鏡配備的高精度徑向速度行星搜索器進行徑向速度量測。這些量測都各自確認了行星存在的證據。接著相關論文發表在期刊《自然》，並對行星質量、半徑、軌道參數進行預測。
Title: GJ_1214_b (GJ 1214 b)
Section: 行星特質

GJ 1214 b 的半徑可經由它對母恆星凌日時從地球上觀測母恆星光度減少量得知。行星的質量可以對母恆星以精密的徑向速度量測恆星光譜內譜線因為都卜勒效應造成的移動量求得。根據行星的質量和半徑就可得知密度。和理論模型相比較，行星的密度可以提供有限但相當有用的行星組成和結構資訊。基於相關資料，一般認為 GJ 1214 b 有一個相對較厚的氣體外層。在行星形成和演化中不同的組成物質會影響行星的結構。GJ 1214 b 可能是一個正在釋放氣體中，有富含氫的大氣層的的岩石行星、或者是迷你海王星甚至是海洋行星。如果它是一個水世界，那它可能是溫度較高、且體積較大版本的伽利略衛星。如假設 GJ 1214 b 是海洋行星，即行星內部核心是岩石，外部被大量液態水覆蓋的行星，而岩石和水的組成比例可能是25%岩石和75%水，且星球表面很可能覆盖有质量约占整体0.05%的氢和氦厚層大气层。水行星的形成可能是因為行星軌道遷移和原行星由富含冰的揮發成份形成在雪線之外，但從未達到足以吸積大量氫和氦這些星雲氣體而形成的。因為流體靜壓力會隨深度變化，以及模型中水的物質狀態包含氣體、液體、超流體、高壓冰和電漿態，该行星上部分水可能以冰VII的形式存在。因為母恆星體積相對較小，在凌日時觀測行星光譜是可行的。比較凌日和非凌日狀態的光譜變化就可以推測行星大氣組成。2010年12月出版的一篇論文指出光譜在750到1000 nm 波段是沒有明顯特徵的。因為厚而無雲的富含氫大氣層會產生可以被偵測到的光譜特性，因此大氣曾富含氫的假設似乎被排除了。雖然沒有觀測到水蒸汽或其他分子的明顯特徵，論文座者仍認為行星大氣可能主要由水蒸氣組成。其他的可能性是有位於高層大氣的厚雲吸收了恆星的光，必須以更進一步觀測來確定大氣組成。雖然現在無法直接確定行星大氣層，仍可使用太空望遠鏡進行更進一步的觀測取得近似結果，例如使用哈伯太空望遠鏡觀測光譜確定是否有水蒸氣存在。因為行星年齡的推測，以及流體逃逸率的計算結果是9×105 kg s−1，科學家認為该行星很可能有过显著的大气流失，现有的大气层也并非行星形成时的。從行星表面反射的光芒分析，行星的表面溫度大約是393–555 開氏度 (即120–282 °C)，在2011年發現克卜勒16b以前是比任何已知的凌日行星都要低。这个温度范围取决于行星的球面反射率，如果反射率为0，则表面温度为 555 K，如反射率为0.75，表面温度则为 393 K（和金星相似）。
Title: GJ_1214_b (GJ 1214 b)
Section: 參看

格利泽581c格利澤581dMOA-2007-BLG-192Lb格利澤876dCOROT-7bHD 149026 b
Title: 地理星 (1620 Geographos)
Section: abstract

地理星可以指：陶宗旺，《水浒传》中的人物；小行星1620
Title: 司法星 (15 Eunomia)
Section: abstract

司法星（15 Eunomia）是第15颗被人类发现的小行星，于1851年7月29日发现。司法星的直径为330千米，质量为3.26×1019千克，公转周期为1569.687天。司法星以希臘神話的司法女神歐諾彌亞命名。
Title: 小行星911 (911 Agamemnon)
Section: abstract

小行星911（英語：911 Agamemnon）是一颗围绕太阳公转的小行星。1919年3月19日，卡爾·威廉·萊茵姆特在海德堡描述了此天体。这颗小行星的绝对星等为7.89等。小行星911以希臘神話的邁錫尼國王阿加曼農命名。
Title: 小行星911 (911 Agamemnon)
Section: 相关條目

小行星列表/10001-11000
Title: 北落師門b (Fomalhaut b)
Section: abstract

北落師門b，也稱為大袞(Dagon)，是在南魚座距離地球大約25光年的一顆行星。這顆行星是在2008年哈伯太空望遠鏡的照片中被發現環繞著A-型主序星北落師門。北落師門b和另外3顆環繞著HR 8799的行星同時被宣布發現，他們是第一批以直接的影像證實在軌道上運行的行星。但新研究，行星消失，可能發生碰撞，目前在擴散
Title: 北落師門b (Fomalhaut b)
Section: 發現

行星的軌道距離北落師門大約119天文單位，相當於180億公里，靠近在岩屑盤的內側邊緣，是研究人員對這個系統經歷了8年的審查之後才發現的。 在2005年，從它對北落師門塵埃带的擾動推斷出這顆行星的存在，塵埃带沒有以恆星為中心，並且有一個比一般預期更明顯的內側邊界。但是，只有保羅·卡拉斯使用哈伯太空望遠鏡在2004年和2006年拍攝的照片中才有這顆行星的位置。NASA在2008年11月13日釋出合成的發現照片，是哈伯太空望遠鏡的ACS觀測的。在影像中，外面明亮的卵形帶式塵埃環，在環帶中的特徵是星光被散射所造成的雜訊。 卡拉斯評論："這是深刻是不可擋的經驗，是以前從未被看見過的行星。當我在五月底確認北落師門b是環繞著的行星時，我的心臟病幾乎要發作"。北落師門b是第一顆以可見光直接觀察的系外行星，也是自海王星被預測和發現之後第一個有影像的行星，並且是第一顆根據他與岩屑盤的交互作用而被正確預測到的行星。它也被認為是在我們的太陽系之外曾取得影像的溫度最低、質量最小的天體。
Title: 北落師門b (Fomalhaut b)
Section: 物理特性

估計這顆行星的大小有如木星，最大的質量可能是木星的3倍，但大多都認為是在0.5至2倍之間。它與北落師門的距離是119天文單位（180億公里，115億英里，大約比鬩神星的遠日點大了約20%，是海王星軌道半長軸的3.8倍），使它的軌道週期長達872個地球年。北落師門的光度是太陽的16倍，所以海王星和北落師門b所在的區域溫度是相似的（由於平方反比定律）。北落師門b令人懷疑的是，在可見光亮度的基礎上紅外的亮度就顯得太黯淡，可能有一個半徑是木星20-40倍的拱星盤環繞著（在比較下，土星的A環與行星中心的距離只是木星半徑的2倍），這個大小類似於木星的伽利略衛星的軌道半徑，因此可能可以代表衛星在行星附近形成時的一個階段。最新研究應該碰撞產生
Title: 柯洛7b (CoRoT-7b)
Section: abstract

柯洛7b(COROT-7b，最初被称为柯洛-系外行星-7b)是一颗位于麒麟座、距离地球390光年、环绕未经确认的恒星柯洛7——该恒星比太阳稍小——运转的系外行星，它于2009年为法国所主持的柯洛计划所发现。在迄今为止所有已知直径的系外行星中，该行星直径最小，约为地球的1.7倍。其质量约为地球的5.6-11倍，这表明它可能是一颗岩石行星。该行星的轨道十分靠近其母星，轨道周期为20小时。这也是太阳系外发现的第一颗岩质行星。
Title: 柯洛7b (CoRoT-7b)
Section: 物理特性

该类地行星的表面温度极高，达到了1000-1500 °C。在如此高的温度下，其上可能布满了熔岩和水蒸氣。该行星的物质构成和密度仍有待于进一步的考察，不过普遍认为它可能和地球一样，是一颗岩石行星。也有人认为该行星属于由等量的水蒸气和岩石构成的一类行星。 理论研究表明柯洛7b最初可能是一颗类似于海王星的行星，但是由于过于靠近其母星，导致该行星上的大部分物质都被抛离出星体。科学家还不确定该行星是否是一颗海洋行星——而该类行星的存在也还有待证实。从理论上说，在该类行星形成早期，其上至少部分地覆盖着冰体水，随着时间的推移，行星轨道向内推移，这将导致其上的冰体融化，形成一层覆盖表面的液态水。 该行星轨道周期仅为20小时，是已知所有系外行星中最短的。参与柯洛计划的埃克塞特大学研究员Suzanne Aigrain认为，较之之前发现的系外行星，该行星更加类似地球，其表面上可能存在着固态表面。
Title: 柯洛7b (CoRoT-7b)
Section: 发现

科学家是通过观测由凌星现象引起的母星亮度的变化来确定该行星的存在的。如果能够知道该亮度变化的精确值，以及母星的大小，则可以推算出该行星的体积。科学家于2009年2月在巴黎举行的2009年柯洛计划研讨会上对外公布发现了该行星。该结果将会被作为柯洛计划的发现成果，在《天文与天体物理学报》即将出版的专刊上发表。
Title: 柯洛7b (CoRoT-7b)
Section: 确认

及至2009年5月12日，柯洛计划还未公布柯洛7的天球坐标系。该计划准备利用哈勃空间望远镜确认该发现，但是仍然无法观测到母星的明亮变化。考虑到进一步的观测所需的条件已经超出了地球观测手段所及的范围，一项观测请求已向史匹哲太空望遠鏡计划提出并被受理。
Title: 双卫一 (Dimorphos)
Section: abstract

双卫一是近地天体雙生星的一颗衛星。它的直径为170米（560英尺），與罗马斗兽场相當，重约480万吨。它与雙生星中心相距约1190米。2003年，有人在翁德热约夫天文台發現了双卫一。2020年6月，國際天文聯會將這顆小行星衛星命名為雙衛一。2022年9月，美国国家航空航天局在開展雙小行星改道測試時將雙衛一列為撞擊目標，並故意讓一個航天器撞向双卫一，目的是改變双卫一的軌跡。
Title: 克卜勒62f (Kepler-62f)
Section: abstract

克卜勒62f（英語：Kepler-62f），亦稱KOI-701.04，是一顆環繞天琴座恆星克卜勒62的系外超級地球，是已知距離母恆星最遠的行星，由NASA的克卜勒太空望遠鏡以偵測行星通過恆星前方造成亮度下降的凌日法發現。它很可能是一顆位於適居帶中的類地行星。
Title: 克卜勒62f (Kepler-62f)
Section: 被證實的太陽系外行星和主恆星

作為一顆超級地球，克卜勒62f的半徑是地球半徑的1.4倍。這顆行星所環繞的恆星，克卜勒62，是一顆比太陽略小和略冷的恆星。至今，人類已發現五個克卜勒62行星，而克卜勒62f就是位於最外圍的行星。其母星克卜勒62的視星等為13.8，無法以肉眼觀察。而從克卜勒62f觀看克卜勒62的話，則恆星的大小約為地球上太陽大小的90%。
Title: 克卜勒62f (Kepler-62f)
Section: 恆星狀況

克卜勒62的恆星光譜分類為K2V，質量為太陽質量的0.69倍，而半徑則是太陽半徑的0.62倍。其有效溫度為4925 ± 70 K，年齡大約是70 ± 40億年。相較之下，太陽年齡為是45.7億年，有效溫度為5778 K。
Title: 克卜勒62f (Kepler-62f)
Section: 行星特質

克卜勒62f距離地球約1,200 ly（370 pc），其半徑為地球半徑的1.41 ± 0.07倍，半長軸為0.718 AU。這顆行星可能是一顆位於適居帶中的類地行星，並且很可能是一顆超級地球。其地球相似指數為0.69，比火星（0.66）還要高。 根據行星的年齡（70 ± 40億年）、辐射通量（地球的0.41 ± 0.05倍）和半徑（地球的1.41 ± 0.07倍），它可能是由岩石組成，並且部分表面被海洋覆蓋。已被《天文物理期刊》接受的論文指出根據模型，它可能完全被海洋覆蓋。如果它的密度和地球相同，它的質量可能是地球的1.413或2.80倍。
Title: 克卜勒62f (Kepler-62f)
Section: 文化影響

於2013年5月9日，一個由兩位美国众议院小組委員會因天文學家們發現了克卜勒62f，而舉辦的國會聽證會討論了「太陽系外行星的發現：我們是否有其他的地球？」（Exoplanet Discoveries: Have We Found Other Earths?）這個議題。《科學》亦同時出版了一個關於發現系外行星的專刊。搜寻地外文明计划也將克卜勒62f和其他克卜勒62行星列為候選外星生命家園之一。
Title: 梅西爾德星 (253 Mathilde)
Section: abstract

梅西爾德星（253 Mathilde）是一顆位於小行星帶的小行星，直徑大約50公里，由約翰·帕利扎於1885年所發現。梅西爾德星擁有一個橢圓形的軌道，公轉週期則超過4年。這顆小行星以一個不尋常的速度緩慢自轉，需要17.4天才繞著它的軸心旋轉一圈。梅西爾德星是一顆原始C-型小行星，這意味小行星的表面具有較高比例的碳，導致它的表面相當黑暗，只有4％的光線被反射出去。會合-舒梅克號在1997年6月近距離通過梅西爾德星，當時太空船正在前往愛神星。在飛越梅西爾德星時，太空船針對小行星的一個半球進行拍攝，顯示梅西爾德星表面佈滿許多大型的隕石坑。直到羅塞塔號在2010年飛越魯特西亞為止，梅西爾德星是太空船近距離探測過最大的一顆小行星，也是第一顆被太空船近距離探測過的C-型小行星。
Title: 梅西爾德星 (253 Mathilde)
Section: 觀測史

奧地利海軍天文台的主管約翰·帕利扎在1880年獲得在新落成維也納天文台擔任助理的機會。雖然接受這個工作代表約翰·帕利扎遭到降職，但是反過來，他將有機會使用新型的27英寸（690公釐）折射望遠鏡，它在當時是世界上最大的望遠鏡。當時帕利扎已經發現27顆小行星，後來在維也納工作時，他繼續利用27英寸（690公釐）及12英寸（300公釐）望遠鏡在退休之前另外發現94個小行星。約翰·帕利扎在1885年11月12日發現梅西爾德星。這顆小行星最初的軌道根數是由V·A·勒伯夫所計算出來的，他是另一位在維也納天文台工作的奧地利天文學家。勒伯夫建議將該小行星命名為梅西爾德，這是巴黎天文台副主任莫里斯·洛伊（Maurice Lœwy）妻子的名字。地面觀測在1995年確定梅西爾德星是一顆C-型小行星，天文學家還發現它擁有一個特別長的自轉週期。會合-舒梅克號在1997年6月27日以1,212公里的距離通過梅西爾德星，當時太空船的移動速度為9.93公里/秒。這次探測讓太空船拍攝超過500張小行星表面的照片，並提供天文學家更準確的數據來確定這顆小行星的大小與質量（根據太空船受到的引力攝動）。然而太空船只對梅西爾德星的一個半球拍攝照片。梅西爾德星是第3顆被太空船近距離拍攝照片的小行星，晚於小行星951及艾女星。
Title: 梅西爾德星 (253 Mathilde)
Section: 性質

梅西爾德星非常黑暗，它的反照率類似新鮮的瀝青，天文學家認為梅西爾德星與CI1或CM2碳質球粒隕石擁有相同成份，表面主要是層狀矽酸鹽礦物。該小行星表面充滿大量的撞擊坑，煤礦也分布在一些撞擊坑附近 。梅西爾德星表面兩個最大的撞擊坑是石狩（29.3公里）與卡魯（33.4公里），它們都比小行星的平均半徑還寬。天文學家根據撞擊坑尖銳的邊緣，認為它們導致大量的物質從小行星表面脫離出來。撞擊坑的亮度及顏色並無差異，也沒有出現分層情況，所以這顆小行星的內部必定十分均勻。有跡象顯示物質會沿著撞擊坑朝下方移動。根據會合-舒梅克號的探測結果，梅西爾德星的密度為1300公斤/立方公尺，不到一個典型碳質球粒隕石的一半，這顯示梅西爾德星可能是非常鬆散的碎石堆，這與天文學家藉由配備調適光學系統的地面望遠鏡研究幾顆真正的C-型小行星（歐仁妮、休神星、林神星和赫女星）之後的結果一致。梅西爾德星的內部有高達50％是空洞。然而梅西爾德星表面一條20公里長的斷崖顯示小行星可能確實擁有一些結構性的力量，所以它的內部可能擁有一些大型結構 。梅西爾德星內部密度較低，讓小行星遭受撞擊的力量不易傳達出去，有助於表面的高度保持一致。梅西爾德星擁有一個橢圓軌道，讓它可以抵達小行星帶的外側。然而梅西爾德星的公轉軌道完全位於火星與木星公轉軌道之間，它並未橫跨行星軌道。它也是自轉週期最慢的小行星之一，大部分小行星的自轉週期都介於2-24小時之間。由於自轉速度慢，因此會合-舒梅克號只能拍攝小行星表面60％的照片。梅西爾德星緩慢的自轉速度顯示它可能擁有一顆衛星，但是會合-舒梅克號的照片顯示在梅西爾德星半徑20倍的區域內並未存在任何直徑大於10公里的衛星。
Title: 格利澤436b (Gliese 436 b)
Section: abstract

格利泽436b（英語：Gliese 436 b，/ˈɡliːzə/）是一個環繞格利泽436的系外氣體巨行星，其大小與海王星差不多。由於離母恆星非常的近，故其表面溫度很高，達712 K（439 °C）。有趣的是，雖然格利泽436b的表面溫度極高，但是其內部氣壓非常大，因此其表面上的水蒸氣會凝結成冰或水。
Title: 格利澤436b (Gliese 436 b)
Section: 發現

格利澤436b是於2004年8月被華盛頓卡內基研究所的R·保羅·巴特勒和加州大學的史蒂文·沃格特發現，他們是使用徑向速度測量法發現這顆行星的。同時，他們亦發現了巨蟹座55e。這兩顆行星是首批被發現的系外類海王星行星，即冰巨星。於2005年1月11日，新墨西哥州立大學的自動巡天系統透過凌日法發現了這顆行星，但這個發現沒有受到重視。於2007年，吉隆帶領著一個觀察了行星凌日的團隊，並透過再次測量凌日，計算出其精確的質量和半徑數據，並發現這顆行星與海王星非常相似。在當時，格利泽436b成為了透過凌日法發現的體積最小的行星。這顆行星的直徑比天王星長約4000公里，比海王星長約5000公里，且質量稍比海王星高。其半長軸長4,000,000公里，比水星的半長軸短15倍。
Title: 格利澤436b (Gliese 436 b)
Section: 物理特性

因為與母星的距離過於接近，格利澤436b的表面溫度被母星加熱至712 K（439 °C），因此是一個熱海王星。天文學家相信如此高溫並不可能僅僅被恆星輻射加熱就可達到，而是加上潮汐效應才達到的。而且，溫室效應亦會導致溫度升高，如金星。儘管其表面溫度極高，但冰仍能存在於這顆行星上。這些「冰」是因為高壓壓縮而成，而這是因行星本身的強引力所致。這顆行星很可能在距離母星更遠的地方形成，並且原本是一個類木行星，但後來逐漸接近母星後，其表面厚厚的氫氣大氣被日冕物质抛射吹走，才變成現今的模樣。然而，隨著其半徑逐漸為人所理解，冰便不足以構成整顆行星。在冰上，浮著佔總質量10%的氫氣和氦氣。這顆行星也可能是一個超級地球。天文學家使用史匹哲太空望遠鏡測量格利澤436b的亮度溫度，並發現這顆行星的大氣可能存在熱化學不平衡。他們得出這顆行星的大氣含有豐富的一氧化碳，並缺乏甲烷。這個結果是出乎意料的，因為天文學家們認為其甲烷濃度應比一氧化碳高。
Title: 格利澤436b (Gliese 436 b)
Section: 軌道特徵

格利澤436b的軌道半長軸為0.0291±0.0004 AU，軌道周期為2天15.5小時。其軌道與母星的自轉亦呈錯位狀態。這顆行星的軌道離心率亦可能被高估，但要準確測量一個行星的軌道離心率，就必須有另一個行星的存在。於2012年，天文學家們在同一個行星系中又發現了兩個未被證實的行星。
Title: 小行星307261 ((307261) 2002 MS4)
Section: abstract

小行星307261，臨時編號为 2002 MS4，是太阳系中目前最大的未命名天体，前任(225088) 2007 OR10已於2020年獲得名稱「共工」。于2002年6月18日由查德·特魯希略和米高·布朗发现。米高·布朗認为其很可能是矮行星。史匹哲太空望遠鏡观察估计它的直径为726±123 公里。Herschel团队亦估计它为934±47 公里，这使它成为目前已知10个最大的海王星外天體之一，且其有足够大的體積而可被视为IAU 2006年草案提案中的矮行星。目前其距離太阳47.2天文單位，并将在2123年到達近日点。 目前它已被觀察55次，最早的回溯發現可以回溯至1954年4月8日。
Title: WASP-12b (WASP-12b)
Section: abstract

WASP-12b是由SuperWASP使用凌日法於2008年4月1日發現環繞著WASP-12的一顆系外行星。由於WASP-12b環繞的軌道非常靠近母恆星，它是已知系外行星中密度最低者之一（因為接受母恆星的輻射能而膨脹）。該恆星的軌道周期只比一天略長一點，而地球環繞太陽一周要365天。它與母恆星的距離只有地球與太陽距離的1/44，軌道離心率則與木星相同。2013年12月3日，天文學家報告以哈伯太空望遠鏡觀測WASP-12b的大氣層時發現了水的存在。2014年7月，NASA宣布在包含WASP-12b的3顆系外行星上偵測到極乾燥大氣層（另外兩顆為HD 189733 b和HD 209458 b）。2017年9月，天文學家宣布以哈伯太空望遠鏡觀測結果顯示，WASP-12b表面可吸收94%的入射光輻射。因此WASP-12b被形容其外觀有如瀝青一般黑暗，是被稱為「黑色瀝青」的熱木星。
Title: WASP-12b (WASP-12b)
Section: 特性

這顆行星因為極為靠近WASP-12，所以受到潮汐力的扭曲成為卵形，並且以每年大約10−7 MJ的速率將大氣層的氣體剝離。前述就是所謂的「潮汐加熱」，以及WASP-12b與其母恆星極為接近，兩項條件結合起來使WASP-12b表面溫度超過2,500 K（2,200 °C）。在2010年5月20日，天文學家以哈伯太空望遠鏡觀測結果指出WASP-12b正在被母恆星吞噬。儘管之前科學家已經意識到行星可能被母恆星吞噬，這還是第一次如此明確觀測到這樣的事實。NASA的天文學家預測WASP-12b的壽命剩下約1000萬年。另外，北京大學李抒璘（Shu-lin Li）等人對WASP-12b的使用哈伯太空望遠鏡的宇宙起源頻譜儀進行觀測。該次觀測最終確認成果於2009年2月的《自然》期刊。WASP-12b的大氣層大幅膨脹至半徑約為木星的3倍，而它的質量只比木星高40%。
Title: WASP-12b (WASP-12b)
Section: 特性
Subsection: 碳含量

最近的觀測證據顯示，WASP-12b具有相當高的碳/氧含量比，而且明顯高於太陽，這顯示它是富含碳的氣態巨行星。與觀測值相符合的碳/氧含量比大約為1，而太陽為0.54。碳/氧含量比的研究認為富含碳的行星可能在恆星系統內形成。該研究團隊的其中一位研究人員評論：「當碳含量多於氧時，你將會碰到純碳組成的岩石，如鑽石或石墨。」一篇已發表的研究論文指出：「即使沒有觀測到像WASP-12b這樣富含碳的巨大行星，理論模型仍預測有許多主要由碳組成的固體行星存在。例如可能會有內部成分由石墨或鑽石為主導的行星存在，而地球的岩石主要成分為矽酸鹽。」這些主張引起媒體關注，部分人士甚至稱WASP-12b為「鑽石行星」。WASP-12b在大氣層中的碳則以一氧化碳和甲烷的形式存在。這項研究發表在《自然》期刊上。
Title: WASP-12b (WASP-12b)
Section: 潛在的系外衛星候選天體

俄羅斯天文學家正在研究這顆行星變化的曲線，並從觀測資料發現有規律的光斑存在，這暗示在WASP-12b周圍至少實質存在一顆衛星。這是不可預料的，因為熱木星型行星預期會在其短時間的地質時間尺度內大量損失衛星。
Title: TRAPPIST-1e (TRAPPIST-1e)
Section: abstract

TRAPPIST-1e，也称为2MASS J23062928-0502285 e，是一颗接近地球大小的类地系外行星，在超低温矮星TRAPPIST-1周围的适居带内运行，距离地球大约40光年（12秒差距，380000万公里，240000000百万英里），位于宝瓶座。这颗系外行星是通过凌日法发现的，其中测量了行星穿过其恒星前方时产生的变暗效应。它是通过斯皮策太空望远镜的观测发现的围绕这颗恒星运行的七颗新系外行星之一。在七个当中的三个（e、f和g）位于适居带内。TRAPPIST-1e有着类似于地球的质量、半径、密度、重力、温度和恒星通量。它也被证实有一个致密的大气层，就像我们太阳系中的其他类地行星一样。2018年11月，研究人员确定，在多行星系统的七颗系外行星中，TRAPPIST-1e是最有可能成为类地海洋行星的一颗，也是最值得进一步研究适居性的一颗。根据适居系外行星目录，TRAPPIST-1e是迄今为止发现的最有可能适居的系外行星之一。
Title: 小行星45 (45 Eugenia)
Section: abstract

小行星45號歐仁妮星（45 Eugenia）、又譯作尤金尼亞、香女星，直徑214.6千米，由H. Goldschmidt在1857年6月27日於巴黎發現。它亦是第二顆被發現擁有衛星的小行星。
Title: 小行星45 (45 Eugenia)
Section: 命名

在19世紀初，新發現的小行星一般以女神的名字來命名，但此小行星卻以拿破崙三世的妻子歐仁妮皇后來命名，首開純粹以人名來命名的小行星的風氣。（有說小行星12凱神星(Victoria)是以希臘神話中的勝利女神來命名之餘，語帶相關地來歌頌維多利亞女王。）“香女星”一名出自清代伟烈亚力、李善兰合译的约翰·赫歇尔《谈天》附录。大英百科全書繁體中文版则将該名詞譯为歐仁妮。
Title: 小行星45 (45 Eugenia)
Section: 特徵

歐仁妮的體積頗大，是顆F型小行星，表面反照率相當低，與煤灰相若，相信成分中豐含碳。此外其密度非常低，只比水大20%，暗示它並非整塊岩石，而是由引力聚集在一起的碎石堆。在1998年，天文學家利用夏威夷的CFHT望遠鏡觀察歐仁妮，發現了它的衛星，這是首次利用望遠鏡直接拍攝得到小行星衛星的影像，在1970年代後期，曾有業餘天文愛好者聲稱從小行星掩星觀測中發現懷疑是小行星衛星導致的恆星減光現象，但由於當時的望遠鏡技術未能直接拍攝小行星衛星，因此這些意見並未得到專業天文學家的重現。這顆衛星被稱為小王子（Petit-Prince）以紀念歐仁妮王后替拿破崙三世所生的唯一兒子拿破崙·歐仁·路易·波拿巴。其直徑約13千米，軌道半徑1184千米，以4.766天圍繞歐仁妮一周。
Title: 司箫星 (27 Euterpe)
Section: abstract

司箫星（27 Euterpe）是第27颗被人类发现的小行星，于1853年11月8日发现。司箫星的直径为124千米，质量为9.3×1017千克，公转周期为1314.171天。司簫星以希臘神話的繆斯欧忒耳佩命名。
Title: 小行星5145 (5145 Pholus)
Section: abstract

小行星5145 （Pholus，发音为/ˈfoʊləs/，源自希臘語：Φόλος），中文譯名為人龍星，是太陽系的一顆半人馬小行星，運行在一個橢圓軌道上，近日點在土星軌道的內側，遠日點在海王星的外側。相信人龍星是來自古柏帶的天體，而自從西元前764年之後，未曾接近大行星至一天文單位以內，並且會維持到西元5290年。
Title: 小行星5145 (5145 Pholus)
Section: 發現與命名

它是David L. Rabinowitz在亞利桑那大學執行太空監視計畫時發現的，並且被命名為人龍星（Pholus），在神話中是喀戎的兄弟，稍後被作為小行星2060的名字，以遵循穿越外行星軌道的小行星都以半人馬族的諸神命名的傳統。
Title: 小行星5145 (5145 Pholus)
Section: 性質

人龍星是被發現的第二顆半人馬小行星，並且很快的發現它的顏色相當紅，而被暱稱為大紅星，而這種顏色被推論為它的表面存在著有機化合物。曾經從反射光譜使用兩種空間隔離的元素估計人龍星表面的成分：黑暗的非結晶碳和緊密混合的水冰、甲醇冰、橄欖石顆粒和混雜著複雜的有機化合物（tholins）。黑色的碳元素成分被用來解釋這些天體的低反照率。不同於第一顆半人馬小行星開朗，人龍星沒有彗星狀的活動特徵。估計人龍星的直徑是185±16公里 [2] （页面存档备份，存于互联网档案馆）。
Title: 小行星3548 (3548 Eurybates)
Section: abstract

小行星3548 欧律巴忒斯星（英語：3548 Eurybates），是一颗围绕太阳公转的小行星。1973年9月19日，由荷蘭天文學家C. J. 万·豪敦、I. 万·豪敦-格勒内费尔德、T. 赫雷爾斯在帕洛马山发现了此天体。这颗小行星的绝对星等为9.8等，直径约为63.885公里（± 0.229 公里），表面反照率为0.052到0.060.小行星3548，位於木星前方的拉格朗日點L4，L4以特洛伊戰爭傳奇中敵對雙方的希臘營命名，是以希臘神話中特洛伊战争期间的传令官欧律巴忒斯命名，故有时也被称为运神星。小行星3548拥有一颗名为“歐衛一”（英語：Queta）的小型卫星，其直径不超过1公里。
Title: 小行星1172 (1172 Äneas)
Section: abstract

小行星1172又名1172 艾尼亞斯（英語：1172 Äneas）是一颗围绕太阳公转的小行星。1930年10月17日，卡尔·威廉·雷睦斯在海德堡发现了此天体。这颗小行星的绝对星等为51.3834480269712等。
Title: 小行星1172 (1172 Äneas)
Section: 木星的特洛伊小行星

 624 赫克特 (L4) 617 帕特羅克洛斯 (L5)911 阿伽门农 (L4) 588 阿基里斯 (L4) 3451 曼托尔 (L5) 3317 帕里斯 (L5) 1867 得伊福玻斯 (L5) 1172 艾尼亞斯 (L5) 1437 狄俄墨德斯 (L4) 1143 奥德修斯  (L4)
Title: 小行星47171 (47171 Lempo)
Section: abstract

47171 倫波，或聯星(47171) 倫波-希西（也稱為1999 TC36），位於太陽系的最外層區域，是海王星外天體和來自古柏帶的三合星系統。美國天文學家埃裡克·魯賓斯坦和路易-格雷戈里·斯特羅爾格在美國亞利桑那州基特峰國家天文台，於1999年10月1日的一次觀測中發現了它。魯賓斯坦正在蒐索斯特羅爾格拍攝的影像，這是他們對附近星系超新星蒐索項目的一部分。它與海王星具有2:3的平均運動共振，被歸類為冥族小天體，屬於較亮的TNO之一。它在2015年7月到達近日點。這顆小行星以芬蘭神話中的惡神星命名。三元系統的其它兩個成員是帕哈（Paha，/ˈpɑːhɑː/）和希西 （Hiisi，/ˈhiːsi/），分別在2001年和2007年發現，並以倫波的兩個惡魔同夥帕哈和希西命名。
Title: 小行星47171 (47171 Lempo)
Section: 歷史
Subsection: 發現

倫波系統是美國天文學家埃裡克·魯賓斯坦和路易-格雷戈里·斯特羅爾格在亞利桑那州的基特峰國家天文台進行附近星系超新星搜索（NGSS）專案時，於1999年10月1日的觀測發現。NGSS專案於1998年做為斯特羅爾格博士論文的一部分啟動，是一個為期三年的以CCD為基礎沿天球赤道測量星系，以搜索附近的低紅移超新星。基特峰天文台的WIYN 0.9米望遠鏡用於該區域的廣視場成像，與黃道平面相吻合的古柏帶天體（KBO）倫波很可能就出現在這兒。魯賓斯坦在斯特羅爾格於1999年10月1日拍攝的圖像中，確定倫波為星座鯨魚座中一個相對明亮、緩慢移動的天體。對疑似KBO的天體，視星等20等是異常明亮的亮度，值得進行後續的觀測以確認該天體。在發現倫波後，魯賓斯坦和斯特羅爾格又連續觀測了三天。該天體也在1999年9月30日，即被發現前一天拍攝的圖像中被找到。1999年12月21日，小行星中心宣佈了這一發現，該天體被賦予了臨時名稱 1999 TC36。臨時名稱表明倫波是1999年10月上半月發現的第903顆小行星。到2002年，更多的觀測將倫波的觀測弧延長到兩年多，足以確定一個準確的軌道。因此，小行星中心在2002年9月21日授予倫波永久的小行星序號47171。截至2021年 (2021-Missing required parameter 1=month!)，在超過46年的觀測弧上，對倫波觀測的紀錄總共已經500多次。已知對倫波回溯發現的最早觀測是在 賽丁泉天文台 1974年6月和1976年5月和9月的數位巡天照相底片中發現的。
Title: 小行星47171 (47171 Lempo)
Section: 歷史
Subsection: 命名

三重系統中最大的主星是以芬蘭神話中的倫波命名。他最初被奉為愛和生育之神，在基督教引入芬蘭后被描繪成一個魔鬼。倫波在他的兩個惡魔同伴希西和帕哈的協助下打倒了英雄万奈摩宁，其名稱分別表示較小的內部和外部成員。這些名字是天文學家布萊恩·霍勒（Bryan J. Holler）代表選擇的。官方命名的引文由小行星中心於2017年10月5日發佈。
Title: 小行星47171 (47171 Lempo)
Section: 三元系統
Subsection: 倫波

倫波是一個分層的三重系統，由一個中央主星組成，它本身就是一個由兩個類似大小的成員（倫波和希西）組成的聯星系統，以及一顆小的衛星，位於一個寬的離心環聯星軌道（Paha）上。層次的結構通過用字母「A」表示明顯的倫波–希西層級，用字母「B」表示較小的外部伴星帕哈，來識別層次結構；個別的主要成員倫波和希西分別被區分為「A1」和「A2」。三個成員從大到小的排序是倫波、希西、和帕哈。假設所有組件均為具有均勻體積密度的球形，根據帕哈的運動估算系統質量為(12.75±0.06)×1018 kg；倫波-希西組合的軌道運動給出了更高的質量估計值為  (14.20±0.05)×1018 kg。這種差異可能與複雜三重系統中各組成部分未能解釋的引力相互作用有關。倫波是僅有的具有兩個以上成員的三個海王星外多重系統之一，另外兩個是矮行星的冥王星和妊神星。聯星的古柏帶天體385446曼威被懷疑曾經是一個類似於倫波的分層三重系統，但其內部雙星的軌道由潮汐演化並成為密接小行星。
Title: 小行星47171 (47171 Lempo)
Section: 三元系統
Subsection: 希西

希西，正式名稱為（47171）倫波 II， 是倫波三重系統的內部第二大組成部分，是三者中最後發現的。它與主要成員倫波一起形成中心聯星倫波–希西，外部成分帕哈圍繞該聯星倫波–希西旋轉。2006年，約翰·斯坦斯伯裏（John Stansberry）及其合作者首次假設了倫波系統中存在第三個內部成分（或第二個伴星），他們指出，主要成員的密度似乎異於平常的低。2007年10月，塞思·雅各布森（Seth Jacobson）和讓-呂克·瑪戈特提出了內部成員存在的進一步證據，他們注意到哈伯影像中的主成員明顯的伸長。2009年，蘇珊·貝內奇（Susan Benecchi）、基思·林（Keith Noll）、威爾·格蘭迪（Will Grundy）和哈爾·萊維森（Hal Levison）對哈伯影像進行了更廣泛的分析，最終證實了倫波主星的聯星性。由於涉及不同獨立研究人員群體發現的複雜情況，希西沒有正式的臨時名稱來表示其首次觀察或發現的年份。相反的，它在科學文獻中被非正式地命名為「成員A2」，因為它是中心倫波-希西聯星較小的成員。最終，它獲得了永久的衛星名稱和名稱，而較大的第一個成員A1於2017年10月5日保留了倫波的名稱。這兩個成員之間的距離只有哈伯望遠鏡的繞射極限的一半左右，因此不可能解析出這個聯星系統。取而代之的是，在哈伯的影像中，它似乎被拉長了，揭示了它的聯星性質。這個中心對的半長軸約為867 km，週期約為1.9天。假設反照率約為0.079，則"倫波"和"希西"各別的直徑約為272+17−19 km和251+16−17 km。假設所有成員的密度是均勻的，則希西本身的質量為5.273×1018 kg。
Title: 小行星47171 (47171 Lempo)
Section: 三元系統
Subsection: 帕哈

帕哈，官方名稱為(47171) 倫波 I 帕哈，是較小，且在倫波三合星系統的最外圍。它是在2001年12月8日由天文學家查德·處基羅和麥克·布朗使用哈伯太空望遠鏡的太空望遠鏡影像攝譜儀對海王星外的聯星天體進行觀測發現的。，國際天文學聯合會在2002年1月10日發佈的IAU通報，報告了這一發現。在2002年1月24日出版的後續"IAU通報"中，報告了 利克天文台的唐納德·謝恩望遠鏡自適應光學系統在2001年10月4日的觀測檔案中確認了帕哈。帕哈以前有臨時名稱 S/2001 (1999 TC36 1，在倫波獲得序號號後改為S/2001 (47171) 1。在以聯星倫波-希西做為圍繞中心的環形軌道上較小的外圍成員，在科學文獻上被稱為"成員B"。它於2017年10月5日獲得了永久的衛星名稱，並與倫波和希西一起命名。在未經過濾的可見光波長中，帕哈看起來比主星平均暗淡2.2個星等，相當於單獨的視星等為22.6。估計這顆衛星的直徑為132+8−9 km，和半長軸為7411±12 km，繞行主星的運行軌道週期為50.302±0.001 d。據估計，它的質量大約只有7.67×1017 kg。
Title: 小行星47171 (47171 Lempo)
Section: 系統動力學

倫波系統的軌道動力學非常複雜，僅僅用克卜勒動力學不能處理。許多關鍵參數，如初始自旋狀態和各個元件的形狀是未知的，因此無法將倫波系統的動力學充分建模為三體問題，而不會導致顯著的混沌行為。在2018年的一項動力學研究中，亞歷山大·科雷亞（Alexandre Correia）發現，使用真實假設的自旋狀態和形狀的類比模型，即使包含偏心阻尼潮汐力，仍無法解釋倫波-希西聯星內部目前的偏心軌道。科雷亞的結論是，在開發更複雜的模型之前，需要以更高的精度重新量測倫波系統所有成員的當前軌道、自旋狀態和形狀。
Title: 小行星47171 (47171 Lempo)
Section: 起源

關於這個三重系統是如何形成的，目前有兩個主要的假設。第一個是巨大的碰撞和隨後在吸積盤中的再積聚。第二個是用原先存在的聯星對第三個天體的引力捕獲。倫波和希西的相似大小有利於後一種假設。