天衛四

7 285 000 平方公里

$4\pi r^2$

1 849 000 000 立方公里

$4\pi r^3/3$

m/s²

$Gm/r^2$

km/s

$\sqrt{\frac{2Gm}{r}}$

天衛四又稱為奧伯隆（Oberon）是距離天王星最遠的大衛星，其體積和質量在天王星所有衛星中均位列次席，同時也是太陽系質量第九大的衛星。英國天文學家威廉·赫歇爾在1787年首次觀測到該衛星。天衛四奧伯隆的名稱來自於《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軌道有一部分位於天王星磁圈之外。

天衛四由近乎等量的冰體水和岩石構成，其內部可能分化出岩石內核及冰質地幔。此外，在內核和地幔之間可能還存在著一層液態水。天衛四的表面呈暗紅色，其主要地形是小行星和彗星撞擊後所形成的，並有許多直徑達到210公里的撞擊坑存在。天衛四表現存在峽谷（地塹）地形，該地形是天體演化初期因內部膨脹而形成的。

旅行者2號於1986年1月近距離飛掠該衛星，也是人類目前對天王星系統進行過唯一一次的近距離觀測。旅行者2號拍攝了數張天衛四照片，涵蓋該天體40%的表面。

## 發現與命名

英國天文學家威廉·赫歇爾首次在1787年1月11日觀測到天衛四奧伯隆，他於同一天還發現了天王星最大的衛星——天衛三緹坦妮雅。他在不久之後宣稱又發現了四顆天王星衛星，但是後來天文學家發現該聲明是錯誤的。雖然人們目前使用業餘望遠鏡就能在地球上觀測到天衛四和天衛三，但是在威廉·赫歇爾宣稱發現這兩顆衛星之後的五十年間，地球上的任何天文觀測儀器都沒能再觀測到它們。

天王星的所有衛星都以威廉·莎士比亞和亞歷山大·蒲柏作品中的人物來命名，而奧伯隆即為《仲夏夜之夢》中的仙王。當時已知的四顆天王星衛星（他在1851年發現另外兩顆天王星衛星天衛一和天衛二烏姆柏里厄爾）的名字都是在威廉·拉塞爾的請求之下，由赫歇爾的兒子約翰·赫歇爾於1852年所命名的。

天衛四奧伯隆最初被稱為「天王星的第二顆衛星」，威廉·拉塞爾於1848年將之命名為「天衛二烏姆柏里厄爾」，不過他有時仍然使用威廉·赫歇爾所命名的名稱（他分別稱緹坦妮雅和奧伯隆為「天衛二」及「天衛四」）。1851年，拉塞爾按照各衛星距離天王星遠近，採用羅馬數字為當時已知的所有天王星衛星來命名，從此以後奧伯龍即被稱為天衛四。

## 軌道

天衛四奧伯隆的軌道距離天王星約58萬4000公里，是天王星五顆大衛星中距離天王星最遙遠的一顆。這五顆大衛星分別是：天衛五、天衛一、天衛二、天衛三和天衛四。天衛四奧伯隆軌道的離心率和軌道傾角（相對於天王星赤道）比較小。公轉周期和自轉周期一致，均為13.5個地球日。也就是說，天衛四奧伯隆是一顆同步自轉衛星，處於潮汐鎖定狀態，故它永遠以同一個面朝著母星。天衛四奧伯隆軌道的很大一部分處於天王星磁圈之外，這使其表面直接遭受著太陽風的轟擊。而當其運行至天王星磁圈內時，其逆軌道方向一面則遭受到磁圈等離子體的轟擊。這種轟擊可能導致了星體逆軌道方向一面的暗化，在天王星的其他衛星上也都能觀測到類似現象。由於在公轉時，天王星基本上都是以同一面面向太陽，而其衛星軌道都位於天王星的赤道面上，所以這些衛星（包括天衛四奧伯隆）都經歷著極端的季節周期：其南半球和北半球都需經歷為時42年的完全黑暗時期以及42年的連續日照期。每隔42年，當天王星運行至晝夜平分點且其赤道面切向地球方向時，就有可能出現天王星衛星之間的掩星現象。2007年5月4日即出現了天衛四奧伯隆掩藏天衛二烏姆柏里厄爾的現象，共持續了約6分鐘。

## 物質構成和內部結構

天衛四奧伯隆是天王星第二大衛星，體積和質量都僅次於天衛三緹坦妮雅，其質量在太陽系衛星中也名列第九。八顆質量大於天衛四的衛星分別是：木衛三、土衛六、木衛四、木衛一、月球、木衛二、海衛一和天衛三。天衛四奧伯隆的密度為1.63克/立方厘米，高於土星衛星一般的密度，顯示該天體可能是由近乎等量的水冰和非冰體物質所構成，而土星衛星則內含岩石和密度較大的有機化合物。光譜測定表明該星體表面存在晶體狀的水冰，進一步證明了水冰的存在。另外，水冰吸收譜帶在天衛四奧伯隆同軌道方向的半球比逆軌道方向的另一個半球還強，與其他天王星衛星的觀測結果正好相反。天文學家至今還不確定水冰分布不對稱的原因，可能與星體表面的撞擊過程（即通過撞擊產生土壤）有關，該過程在同軌道方向的半球較為劇烈：星體表面的冰在撞擊過程中四散濺出，只留下暗色的非冰體物質。這種暗色物質可能包括岩石、二氧化碳、多種鹽類和有機化合物，而其他化合物還未發現。

天衛四奧伯隆內部可能分化出了一顆岩石內核和一層冰質地幔，如果該猜想屬實，那麼其內核的半徑將達到480公里，大約是星體半徑的63%，其質量約占星體質量的54%——具體數值將取決於星體的物質構成。天衛四奧伯隆的內部壓力達到了5億帕（5千巴）。現在還不知道天衛四奧伯隆的冰質地幔的狀況。如果該冰層中含有足量的氨或其他抗凍劑，那麼天衛四奧伯隆就可能擁有一層液態海洋，位於內核和地幔之間。如果該海洋確實存在，其厚度將會達到40公里，溫度達180K。不過天衛四奧伯隆的內部結構很大程度上取決於其過去的熱量活動過程，而這個過程的細節已經很難為人所知。

## 表面特徵

天衛四奧伯隆是表面第二黑暗的天王星大衛星，僅次於天衛二。它的表面顯示了強烈的反增益效果：當相位角為0時，其幾何反照率為0.31，當相位角為1°時，幾何反照率驟減為0.20；其球面反照率約為0.14。天衛四表面呈現出微微的紅色，但在某些剛形成的撞擊坑地形區，則呈現出淡藍色。天衛四的同軌道方向一面和逆軌道方向一面表面特徵並不一致，後者較之前者顯得更紅，可能是由於前者含有較少的暗色物質。這種表面紅化可能是帶電粒子及不規則衛星在幾十億年來對星體表面轟擊所引起的太空風化所造成的。

科學家在天衛四表面共發現了兩類地質構造，分別是撞擊坑與峽谷。在天王星所有的衛星中，天衛四的表面遭受過最猛烈的隕石轟擊，其撞擊坑密度已接近飽和，所以任何新撞擊坑的形成都可能破壞舊撞擊坑的結構。數量眾多的撞擊坑表明天衛四的表面是天王星的所有衛星中最古老的。現今天文學家還無法得知次星雲的確切物質成分，但是相較於土星的衛星，天衛四和其他天王星衛星的密度較高，表明該次星雲中所含的水份可能比較少。例如，土衛三的密度為0.97克/立方厘米，這表明該星體中含有超過90%的水。其間存在著大量的氮元素和碳元素，不過最後形成的物質主要是一氧化碳和氮氣，而非氨和甲烷。所以在該次星雲中形成的衛星所含的水分也較少（一氧化碳和氮氣都形成了包合物），岩石較多，這與該衛星的較高密度相吻合。

天衛四的形成過程可能持續了數千年之久。形成過程中的撞擊事件在星體外層產生大量熱能，當時在60公里深的地層中溫度曾高達230K。天衛四形成後，地下岩層逐漸冷卻，而內部岩層溫度則因蘊藏於岩石中的放射性元素衰變產生的熱能而上升。冷卻的外部岩層出現收縮現象，而內部岩層則向外膨脹，星體地殼產生了強大的應力，導致裂縫形成。這種過程持續了大約200萬年之久，目前的峽谷地形可能就是其產物，顯示該星體上的任何內源性構造活動都發生於數十億年前。

如果冰層中存在類似氨（以氨水合物形式存在）的抗凍劑，那麼最初的潮汐熱效應和持續進行中的放射性元素衰變產生的熱能就可能足以融化冰層。進一步的融化過程可能導致冰和岩石的分離，分別形成一個岩石內核和一層冰質地幔。內核和地幔之間則可能存在著一層富含溶解氨的液態海洋，這層氨水混合物的低共熔點為176K。如果溫度低於該數值，那麼現在這層海洋可能又會重新結凍。海洋結凍將導致內部結構膨脹，也可能導致衛星表面形成峽谷地形。但是，迄今為止人類對於天衛四演化的細節所知仍然十分有限。

## 探測

直到目前為止，只有旅行者2號曾在1986年1月飛掠天衛四時拍攝了該衛星的特寫照片。儘管旅行者2號距離天衛四的最近距離為470,600公里，但是其中品相最好的照片的空間解析度也只有6公里。旅行者2號對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號飛掠天衛四期間，其南半球剛好朝向太陽，所以未能對黑暗的北半球進行探測。迄今為止還未有其他探測器近距離探測過天王星及天衛四，在可預見的未來也沒有任何探測該行星的計劃。

## 外部連結

- 天衛四相關數據 資料來自 NASA's Solar System Exploration
- 天衛四相關數據 on The Nine Planets
- 天衛四圖片
- 天衛四圖片

## 基本資料

- 日語原文：奧伯隆
- 發音：ˈ OH
- 其它名稱：天衛四
- 形容詞：Oberonian
- 發現者：威廉·赫歇爾
- 發現日期：1787年1月11日
- 半長軸：583 520 km
- 離心率：0.0014
- 軌道週期：13.463 234 天
- 軌道傾角：0.058°（相對於天王星赤道的角度）
- 隸屬天體：天王星
- 平均半徑：761.4 ± 2.6 公里（地球的0.1194倍）
- 表面積：7 285 000 平方公里

$4\pi r^2$

- 體積：1 849 000 000 立方公里

$4\pi r^3/3$

- 質量：3.014 ± 0.07521 kg (5.046−4 Earths)
- 平均密度：1.63 ± 0.05 g/cm³
- 表面重力 表面重力：m/s²

$Gm/r^2$

- escape_velocity：km/s

$\sqrt{\frac{2Gm}{r}}$

- 自轉週期：同步自轉（推測）
- 彗核反照率：0.31（幾何反照率）、0.14（球體反照率）
- 視星等：14.1
- 溫度：70–80 K
- atmosphere：no
- 表面氣壓：0
- 備註：no