女凯龙星环（Rings of Chariklo）是围绕直径约250公里的半人马小行星女凯龙星（小行星10199）的环系统，包含两道狭窄但密集的环，宽度分别为6到7公里和2到4公里，相距9公里[1][2]。女凯龙星环距离女凯龙星几何中心400公里，约月球和地球距离的千分之一。它们是被欧洲南方天文台设于巴西、阿根廷和智利的天文台群在2013年6月3日的一次恒星掩星事件中发现，并于2014年3月26日公布。使女凯龙星成为唯一已知有环的小行星，并且是太阳系第五个被发现的环系统和太阳系目前拥有环的天体中体积最小者[1]。
女凯龙星环的发现是一项出乎科学家意料的发现，因为一般认为只有在质量更大许多的天体才会有稳定的环系统[1][3][4]。在这之前无论是以直接摄影或掩星都没有发现小行星的环系统[1]。目前仍不知道女凯龙星能维持环系统长期存在的原因，但小型牧羊犬卫星的存在可以限制环系统的范围[1][3][4]。发现的小组昵称这两道环是“Oiapoque”和“Chuí”，分别是巴西北部和南部靠着海边的河流，稍后会向IAU提交正式的名称[3]。
发现
女凯龙星是土星和天王星之间已确认的半人马小行星中体积最大的。在发现星环前天文学家即预测在南美洲将可在2013年6月3日观测它从天蝎座内亮度 R=12.4 的恒星 UCAC4 248-108672 前方通过的掩星现象[5]。
在位于阿根廷、巴西、智利和乌拉圭共13座望远镜的协力观测之下[6]，在位于里约热内卢巴西国家天文台任职的博士后研究员费利佩·布拉加·里巴斯（Felipe Braga Ribas）为首的共66位来自12国34个研究机构的天文学家[1][6]因此得以观测该次掩星。并且在恒星消失在女凯龙星后方时观测到了星环存在的现象[1]。在拉西拉天文台的口径1.54米丹麦望远镜因为使用了拍摄速度远高于其他望远镜（频率10 Hz）的幸运成像技术，成为该次掩星观测中唯一能解析出个别星环影像的望远镜[1]。
在该次掩星事件中，女凯龙星的亮度变化从14.7等（恒星与女凯龙星）到18.5等（只有女凯龙星），并且持续时间最长19.2秒[7]。这3.8等的差异代表最亮时是最暗时亮度的32.5倍。主要的掩星事件伴随了4个在亮度光变曲线上可见的小幅度亮度下降，并且在女凯龙星遮蔽恒星前7秒和后7秒时各发生2次[1]。这些次要的掩星事件代表有物体部分遮蔽了恒星 UCAC4 248-108672 的光线。这些次要掩星事件发生时间间隔对称，并且在多个天文台被多次观测，因此除了可以得知该物体的形状与体积以外，还能得知它的厚度、方向与环平面位置[8]。根据数个次要掩星的观测，天文学家相对地一致认定是星环，排除了类似彗星的物体喷发等其他解释[1]。
起源
女凯龙星环的形成仍未知，但可能是来自女凯龙星受到撞击、或原先存在的多颗卫星之间撞击、或原先存在的逆形轨道卫星被女凯龙星潮汐力粉碎等原因产生的岩屑盘碎片，或是彗星活动或自转受干扰而喷发到女凯龙星表面的物质组成[1]。如果环是因为天体和女凯龙星的撞击而形成，撞击体必须是以低速和女凯龙星相撞，否则撞击产生的物体将会被喷到女凯龙星的希尔球范围之外。
在外太阳系的天体撞击速度通常是约1 km/s（相较之下，女凯龙星表面的逃逸速度约为0.1 km/s），甚至比柯伊伯带内动力活跃前的撞击速度低。这项事实支持女凯龙星的环可能形成于女凯龙星在柯伊伯带时，而女凯龙星距今1000万年内才从柯伊伯带迁移到目前的轨道[1]。在小行星带内的天体撞击速度更高（约5 km/s），也许可以解释小行星带内天体至今尚未发现有星环存在的原因[1]。星环内物质之间的碰撞可能会使星环宽度大幅增加，并且坡印亭-罗伯逊效应会导致环内物质在数百年内将落入所环绕的中央天体，要维持星环的稳定存在必须要有一个环内物质的活跃来源，或者是被小天体（公里尺度）或尚未被发现的牧羊犬卫星约束着[4]。因为女凯龙星环和女凯龙星本体的径向分离程度极小，至今仍难以在地球上直接观测到牧羊犬卫星[1]。
特性
环的方向被认为在2008年是以侧面朝向着地球。这可能解释了在1997至2008年之间的光度下降1.75倍的原因，以及在这段期间从环表面光谱中逐渐消失的水冰和其他物质[9]。2008到2013年这个环系统的亮度增为先前的1.5倍，并且红外线波段中的水的谱线重新出现。这暗示环中至少有一些部分物质是由水冰组成。一个由水冰组成的环密度也和女凯龙星的洛希极限内被分裂物体的预期密度一致[1]。
| 女凯龙星环 | |||||||
| 临时的 名称[1] |
昵称 | 轨道半径 （公里） |
宽度 （公里） |
光深度 | 表面密度 （gm/cm2） |
环之间缝宽 （公里） |
径向分离 （公里） |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 2013C1R | Oiapoque | 390.6±3.3 | 6.16±0.11至7.17±0.14 | 0.4 | 30–100 | 8.7±0.4 | 14.2±0.2 |
| 2013C2R | Chuí | 404.8±3.3 | 3.4+1.3 −2.0至3.6+1.1 −1.4 |
0.06 | ? | ||
C1R的等效深度（基于环的可视几何建立的与环内物质含量相关的参数）在观测期间有21%的变化。在天王星环掩星的观测中，同样是狭窄的环，也有相似的不对称；这可能是因为共振造成星环的宽度和光深度变化。C1R的柱密度推测是30到100 g/cm2，代表相当于一个直径2公里，以水冰组成的物体[1]。
C2R的宽度是较亮环的一半，并且在其外侧，轨道半径404.8公里。它的光深度为0.06，因此较另一个环模糊[10]。它的质量大约是 C1R 的十二分之一，约相等于一个直径约1公里的水冰组成物体[1]。
发现过程中使用的望远镜
观测到女凯龙星掩星的望远镜包含了拉西拉天文台的丹麦望远镜和TRAPPIST望远镜、托洛洛山美洲际天文台的PROMPT望远镜、帕穹山上巴西的南方天文物理研究望远镜（SOAR）、里翁西多综合天文台的口径0.45米南半球天文摄影望远镜（ASH Telescope）、巴西蓬塔格罗萨州立大学天文台、位于伊瓜苏的 Polo Astronomical Pole Casimiro Montenegro Filho、智利天主教大学天文台和数个阿根廷国立科尔多瓦大学设于博斯克阿莱格里天文台（Estacion Astrofisica de Bosque Alegre）的望远镜。未能观测到星环存在的天文台则有阿根廷圣罗莎的 El Catalejo 天文台、智利圣佩德罗德阿塔卡马的口径20吋平面波望远镜（探照灯观测网的一部分）和乌拉圭洛斯莫利诺斯天文台的仪器 OALM。其他参与单位则有位于巴西里约热内卢的巴西国家天文台、里约热内卢联邦大学的瓦隆古天文台、巴拉那州西部巴拉那州立大学天文台、米纳斯吉拉斯Pico dos Dias天文台、圣保罗州瓜拉廷格塔圣保罗州立大学 [1][6][11]。
参考资料
外部链接
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