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來源：互聯網

行星環（planetary 圓環）是指圍繞行星旋轉的物質構成的環狀帶。在太陽系中，除了土星、木星、天王星和海王星擁有星環外，只有小行星Chariklo和Haumea擁有星環。這些已知的星環系統之所以能夠穩定存在，是因為它們靠近母星，潮汐力阻止了星環內物質堆積形成衛星。

1610年，意大利物理學家伽利略·伽利萊（Galileo Galilei）首次觀測到土星環，但未能清楚看出環的本質。1655年，荷蘭天文學家克里斯蒂安·惠更斯（Christiaan Huygens）使用一臺更好的望遠鏡，發現土星有一個環。1883年，康芒斯（Commons）拍攝了第一張土星環的照片。1977年，天王星從一顆編號為SAO158687號的暗恒星前面經過，出現了罕見的掩星天文現象。經過天文學家們的分析，確認天王星也有光環。1979年，旅行者1號探測器飛掠木星時成功發現了木星環。1989年，旅行者2號探測器發現了海王星環。2015年1月27日，天文學家公布距離地球420光年的1SWASP J140747.93-394542.6b行星擁有30多個光環。2023年，科學家發現，太陽系邊緣的一顆名為“創神星”的矮行星也擁有行星環。

行星環的起源理論主要包含潮汐理論、凝聚理論和碰撞理論三種模式。其中，潮汐理論認為即在洛希極限之外形成的衛星走近行星時被行星的潮汐力所瓦解，從而形成行星環；該模式認為，環粒在行星的引力作用下被局限在一定的區域，不致因軌道衰變而落向行星，而粒子之間的引力使它們聚集在一起，形成更大的物體從而形成行星環；碰撞理論認為起初在現在的環位置上有一個或幾個衛星，這些衛星在被流星撞擊后撞擊出的碎片不再被母體重新捕獲，而構成繞行星轉動的環。

行星環一般位于靠近行星的位置，在洛希半徑內。行星環并不是固態的天體，而是數十億獨立的粒子，它們圍繞著行星運動，各自有各自的軌道，并隨著時間的變化，可能發生質量和形態的改變。具體來說：行星環內粒子的碰撞會逐漸減少能量并使行星環變得越來越寬；而且，有些天體向行星移動，有些則遠離行星和附近的小衛星的引力相互作用會拉近粒子間的距離，同時減緩環的解體，但無法完全阻止其解體。并且，行星環里的粒子還會不斷遭到太陽周圍運行、碰巧靠近行星的隕星的轟擊，它們會侵蝕行星環，逐漸減少它的質量，不過當衛星遭到撞擊而噴射出碎片時，這些碎片可以用來補充行星環。

歷史

土星環

1610年，伽利略·伽利萊通過望遠鏡觀測土星環（Rings of Saturn），他看到的是一顆有著模糊邊界的行星，當時他把這個模糊邊界解釋成土星的兩顆大衛星，一邊一顆。伽利略雖然未能看出環的本質，但他卻是第一個觀測土星環的人。他繼續觀察，發現那兩個小球漸漸變得很難看見，到1612年年底時，終于同時消失不見了。1655年，荷蘭科學家克里斯蒂安·惠更斯發現土星被一個固體環所包圍，他認為這些環是一個具有相當厚的實心圓盤。1664年，朱塞佩·坎帕尼（Giuseppe Campani）觀察到土星環的外半部分比內半部分亮度低，但沒有意識到這是兩個獨立的環。

1675年，意大利天文學家喬凡尼·卡西尼（Giovanni Domenico Cassini）確定土星環由多個較小的環組成，它們之間有間隙，這就是著名的卡西尼環縫。1776年，威廉·赫歇爾（William Herschel）提出土星被兩個固體環圍繞著，并對300英里外的土星環的厚度做出了最早的估計。

1850年，威廉·邦德（William Bond）和喬治·邦德（George Bond）觀測到一條橫跨土星的暗帶，緊鄰B環的內邊緣。查爾斯·塔特爾（Charels Tuttle）認為這可能是由B環內的暗環引起的，后來該暗環正式被確認為C環；C環與B環之間并沒有明顯的分界。1859年，詹姆斯·麥克斯韋（Maxwell）證明，不均勻的固體環、固體小環或連續的流體環也不穩定，這表明該環必須由許多小粒子組成，所有小粒子都獨立地繞土星運行。1883年，康芒斯拍攝了第一張土星環的照片。1895年，詹姆斯·基勒（James Keeler）和威廉·坎貝爾（William Campbell）證實了詹姆斯·麥克斯韋的推論，即土星環是由小粒子組成的。

1967年，沃爾特·費貝爾曼（Walter Feibelman）發現了E環。 1969年，皮埃爾·蓋林（Pierre Guerin）發現了可能存在D環的證據。1979年，先驅者11號飛越土星，發現了F環，并確認了E環。1980-1981年，旅行者1號探測器和旅行者2號探測器飛越土星，收集了關于土星環的新信息并發現了G環。2018年12月，美國航空航天局(美國國家航空航天局)領導的一項研究顯示土星正在失去自己標志性的土星環，速率達到此前根據旅行者1號探測器和旅行者2號探測器觀測估算的最大值。在引力和磁場的共同作用下，土星環的冰物質顆粒以塵埃雨的形式落入土星。

天王星環

1977年3月10日，天王星從天秤座中一顆編號為SAO158687號的暗恒星前面經過，出現了罕見的掩星天文現象。中國、美國、澳大利亞、印度和南非的天文臺都進行了觀測。其中以詹姆斯 L. 愛略特（James Ludlow Elliot）等在柯依伯航空天文臺（Kuiper Airborne Observatory，縮寫為KAO）所作的觀測最有名。他們從光變曲線的次掩情況推斷出天王星有五個環，依次命名為和環。中國紫金山天文臺和北京天文臺聯合觀測到主環（環）掩星事件，并與北京大學謝衷潔、程乾生合作，用數理統計方法檢測到另外四個小環。之后愛略特等學者對觀測資料作了綜合分析，指出在內側存在三個小環，在環與環之間也有一個小環，從而使天王星環總數達到9個。1978年，美國用5米口徑望遠鏡才在波長2.2微米的紅外波段首次拍攝到天王星環的照片。

1980年中國宣布在環外側檢測到兩個小環信息。同年8月15日，歐洲南方天文臺的布歇（P.Bouchet）等作了一次天王星掩星觀測，除了再次證實天王星原有的九個環外，還額外獲得七次掩星事件，其中2次在環和環之間，5次在環外側。已經確定的九個環全部位于大約一萬千米的狹窄范圍以內。最內的環在天王星表面智商16000千米，最外的環比天衛五軌道低78000千米。除環外，所有環的寬度約為3~8千米。環的寬度的變動范圍從20千米到100千米。1986年1月24日，旅行者2號探測器以每小時72000千米的速度飛掠天王星時，又發現了天王星的11個環，糾正了9個環的認識。

2023年4月，美國航空航天局的韋布空間望遠鏡捕捉到了天王星環（Uranian 圓環）。天王星共有13個光環，該次拍到的照片展示了其中的11個。天王星光環由不大反射陽光的巖石和塵埃構成，因此大多數望遠鏡很難捕捉到它們。截至2023年4月，除了韋布，只有兩臺望遠鏡拍攝到了天王星光環的圖像，其中一臺在"旅行者2號"探測器上，另一臺是位于美國夏威夷的凱克望遠鏡。

木星環

1931年，厄羅普金（Eropkin）在作木衛（Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ）食的照相觀測時曾發現一個現象：遠遠早于食始，亮度開始變暗，然后繼之以一個亮度不變階段（或為第二個極大亮度，如木衛Ⅲ食情形），以后才是亮度急劇減少的真正木衛食。1936年林克（F. Link）猜測，這可能表示木星附近有一塵埃層或類似土星紗環那樣的木星環。1974年，“先鋒”11號訪問木星時，在離木星中心徑向距離為

（千米，為木星半徑）處探測到高能帶電粒子的吸收特征，亦即在粒子通量隨時間變化的曲線上呈現多重峰結構。用現有的已知木星衛星都不能說明這一現象。木星環（Jupiter's 圓環）是1979年由旅行者1號探測器發現的。木星環的發現是旅行者1號飛掠木星時直接拍到的。旅行者1號把鏡頭對著木星赤道上方的黑暗虛空，曝光了672秒，最終發現了木星環。在1995年到2003年間環繞木星運行的伽利略號木星探測器收集的數據證明，這些光環是在流星體撞擊靠近木星的小衛星的作用下產生的。木星光環是彌散透明的，由亮環、暗環和暈三部分組成。亮環在暗環的外邊，暈為一層極薄的塵云，將亮環和暗環整個包圍起來。木星環是由大量的塵埃和黑色的礫石組成，不反光，肉眼無法看到，以周期為7小時左右的速度圍繞木星旋轉。暗淡單薄的木星環套在龐大的木星身軀上，發現它確實是極不容易的。

海王星環

與太陽系的其他行星相比，海王星環的發現是比較曲折的。20世紀80年代，在發現天王星環的鼓勵下，由于擁有環的三顆行星——土星、木星和天王星都屬于氣態巨行星，因而人們猜想第四個類木行星——海王星是否也存在環。據美國雜志《空間與望遠鏡》1978年4月號報道，1846年10月10日就有人在60厘米反射望遠鏡中用肉眼看到過海王星環，并在次年為劍橋大學天文臺臺長查里斯所證實。后者甚至得出環半徑為海王星半徑的1.5倍的結論。但是后人在尋找海王星衛星的多次觀測中都沒有發現環，這件事就漸漸被淡忘。1968年以來人們多次觀測到海王星掩星的次掩，但對幾次掩星觀測結果的解釋卻是眾說紛紜，有人報道發現了環，有人則說不存在環，從觀測資料推斷海王星環仍不確切。1989年8月26日，旅行者2號探測器發現海王星環（海王星's 圓環）。海王星有5個由塵埃和碎片構成的大型星環。里面的三條比較模糊，可能是由衛星碎片構成的；外面的兩條環比較明亮，較里面的環完整；最外面的環只有幾段弧特別亮，仔細觀察后發現，原來環中嵌有七八團冰塊（最大的直徑有10~20千米），其他的則是很小的冰晶和礫石。2022年9月，美國航空航天局的詹姆斯·韋伯空間望遠鏡太空望遠鏡首次拍攝海王星的照片。在韋伯的新照片中顯示了海王星環，除了幾個明亮的窄環，韋伯圖像清楚地顯示了海王星較暗的塵埃帶。

J1407b行星環

被譽為“超級土星”的J1407b行星誕生于約1600萬年前，是一顆年輕的星球。該行星距離地球420光年，約是土星體積的40倍。它擁有30多個光環，光環總直徑達1.2億千米，是土星星環的200多倍；在其“塵埃”中，可能有些和地球質量相當。J1407b軌道周期約為10年，質量可能的范圍是10到40個木星質量。

2012年，荷蘭萊頓天文臺和美國羅徹斯特大學天文學家新發現了一個巨大的環系——他們看見一顆類日恒星1SWASP J140747.93-394542.6出現了持續幾周的“日食”。與此同時，天文學家們提出這是因為它旁邊有一顆年輕的氣態巨行星或褐矮星J1407b，而環繞J1407b的圓盤處于正在形成衛星的時期。按該環系的比例，比土星環系還要大、還要重?？衔治餍〗M結合以往研究，用自適光學和克里斯蒂安·多普勒光譜學估計了環狀物的質量，其巨大環系不斷遮擋了J1407發出的光。天文學家們預計，這些環在今后幾百萬年里會變得越來越薄甚至消失，因為環系物質會形成衛星。研究人員鼓勵業余天文學家檢測1SWASP J140747.93-394542.6b，這有利于發現環的下一次消失時間，推測其環伴星的質量。

創神星環

天文學家發現，不僅巨型行星周圍存在行星環，小天體周圍也有。如半人馬座Chariklo小行星和矮行星妊神星。天文學家發現，所有已知的致密環都位于離母星足夠近的地方（處于洛希極限內），即潮汐力阻止了具有合理密度的物質聚集成衛星。創神星于2002年首次被美國天文學家發現，它的直徑大約1110千米，與太陽之間距離約為地日距離的44倍。創神星擁有一顆半徑約80千米的衛星（創衛一），在行星環外運行。2023年2月，科學家發現，太陽系邊緣的一顆名為“創神星”的矮行星也擁有行星環。探測到的環軌道距離中心體7.4倍半徑，遠遠超出創神星的洛希極限。這表明洛希極限并不能決定環物質的位置。局部碰撞模擬表明，基于實驗室實驗的彈性碰撞可保持一個遠離中心體的環。此外，創神星的環軌道接近創神星的1/3自旋軌道共振，這是Chariklo小行星環和妊神星環的共同特性，表明這種共振在小天體的環約束中起著關鍵作用。

形成與演化

形成推斷

行星環的起源理論主要包含潮汐理論、凝聚理論和碰撞理論三種模式。

潮汐理論

該模式認為，在洛希極限之外形成的衛星走近行星時被行星的潮汐力所瓦解，從而形成行星環?？茖W家們提出，大約2億年前一顆土星的衛星破碎了，它的碎片形成了土星環，即土星環的形成符合潮汐理論模式。

凝聚理論

該模式認為，環粒在行星的引力作用下被局限在一定的區域，不致因軌道衰變而落向行星，而粒子之間的引力使它們聚集在一起，形成更大的物體從而形成行星環；研究表明，海王星的環系因該種原因形成。

碰撞理論

按照該模式，起初在現在的環位置上有一個或幾個衛星，它們比環粒的平均大小大得多，但又足夠小，使得由流星撞擊產生的碎片能從它們表面逃逸。在一定條件下，撞擊出的碎片不再被母體重新捕獲，而構成繞行星轉動的環。研究表明，木星環系和天王星的環系因該種原因形成。

未來演化

行星環會隨著時間而發生變化，行星環內粒子的碰撞會逐漸減少能量并使行星環變得越來越寬。有些天體向行星移動，有些則遠離行星。和附近超小衛星的引力相互作用會拉近粒子間的距離，同時減慢環的解體，但無法完全阻止其解體。行星環里的粒子不斷遭到太陽周圍運行并靠近行星的隕星的轟擊，它們會侵蝕行星環，逐漸減少它的質量。不過，當衛星遭到撞擊而噴射出碎片時，這些碎片可以用來補充行星環。這已經足夠在太陽系的生命周期內維持木星、天王星和海王星的環系，但對于質量較大的土星環來說，可能不夠。

土星環無論是規模還是質量都比其他星環要大，構成它的粒子也和其他星環不同。土星環幾乎完全由純水冰構成，這也是它比其他星環更明亮的原因。土星環的質量會隨著時間而減少，并且被掠過石隕石的黯淡巖石物質污染。2018年發表在美國行星科學期刊《伊卡洛斯》上的一項研究顯示，土星的引力正在將土星環中由水冰組成的顆粒吸入上層大氣，在這種引力的作用下，土星環會在3億年后消失。如果將美國土星探測器卡西尼號發現的落向土星赤道的“環雨”（在重力的作用下，土星環中的塵埃顆粒和其它材料在不斷地降至土星地表）考慮在內，土星環將會在1億年內消失。 ?

結構與特點

土星環

因為土星環非常薄，所以當光環狀如“一條線”時就好像消失了一樣。土星環位于土星的赤道面上。主要的土星環寬度從48公里到30.2萬公里不等，以英文字母的頭7個命名，距離土星從近到遠的土星環分別以被發現的順序命名為D、C、B、A、F、G和E環。其中，B環最寬、最亮，質量也最大。土星環位于土星的赤道面上。在空間探測以前，從地面觀測得知土星環有五個，其中包括三個主環（A環、B環、C環）和兩個暗環(D環、E環)。B環內側是C環，外側是A環。A環和B環之間為寬約5000千米的卡西尼號縫，它是天文學家卡西尼在1675年發現的。B環的內半徑91500千米，外半徑116500千米，寬度是25000千米，可以并排安放兩個地球。A環的內半徑121500千米，外半徑137000千米，寬度15500千米。C環很暗，它從B環的內邊緣一直延伸到離土星表面只有12000千米處，寬度約19000千米。1969年在C環內側發現了更暗的D環，它幾乎觸及土星表面。在A環外側還有一個E環，由非常稀疏的物質碎片構成，延伸在五、六個土星半徑以外。

1979年9月，“先驅者”11號探測到兩個新環──F環和G環。F環很窄，寬度不到800千米，離土星中心的距離為2.33個土星半徑，在A環的外側。G環離土星很遠，展布在離土星中心大約10～15個土星半徑間的廣闊地帶。“先驅者”11號還測定了A環、B環、C環和卡西尼縫的位置、寬度，其結果同地面觀測相差不大?！跋闰屨摺?1號的紫外輝光觀測發現，在土星的可見環周圍有巨大的氫云。環本身是氫云的源。

除了A環、B環、C 環以外的其他環都很暗弱。土星的赤道面與軌道面的轉軸傾角較大，從地球上看，土星呈現出南北方向的擺動，這就造成了土星環形狀的周期變化。土星環內除卡西尼號縫以外，還有若干條縫，它們是質點密度較小的區域，但大多不完整且具有暫時性。只有A環中的恩克縫是永久性的，不過，環縫也不完整?？茖W家認為這些環縫都是土星衛星的引力共振造成的，猶如木星的巨大引力攝動造成小行星帶中的柯克伍德縫一樣。“先驅者”11號在A環與F環之間發現一個新的環縫，稱為“先驅者縫”，還測得恩克縫的寬度為876千米。由觀測闡明土星環的本質，要歸功于美國天文學家基勒，他在1895年從土星環的反射光的多普勒頻移發現土星環不是固體盤，而是以獨立軌道繞土星旋轉的大群質點。土星環掩星并沒有把被掩的星光完全擋住，這也說明土星環是由分離質點構成的。1972年從土星環反射的雷達回波得知，環的質點是直徑介于4到30厘米之間的冰塊。

木星環

木星的光環分為主環、暈環和紗環三部分。主環離木星中心1.72~1.81木星半徑，寬6400千米，厚度不到30千米，亮度比較均勻，中部稍亮。主環的外部邊界在木衛十六的軌道上。暈環暗于主環，從主環向木星彌漫，厚20000千米。薄紗環分“內薄紗環”和“外薄紗環”，薄紗環從主環的外邊屆向外延展到大約3.1木星半徑處，非常暗，越向外越暗，在木衛五和木衛十四軌道處最暗。木星的主環以微米大小的塵埃居多，也有厘米以上的顆粒。暈環和紗環由更細小的塵埃組成。不同于其他環系，在木星環系的動力學中電磁作用更重要。環質點是很年輕的（千年甚至更少），主要來源于流星體撞擊木衛十六或十四或環內未見的小“母”衛星以及木衛一的火山塵。木星環系很暗，地球上不能直接看到。

天王星環

天王星共有13個光環，天王星光環由不大反射陽光的巖石和塵埃構成，因此大多數望遠鏡很難捕捉到它們。天王星環被分割成許多分立的環。每條環都是由數以百萬計的一起繞天王星運行的塊狀物質構成的，它們的平均直徑大約為1米，由凍結的甲烷構成的。天王星的多數細環都很暗，并且基本上都在天王星的赤道平面之內。天王星的光環寬度一般小于10千米。特殊的是環，它是偏心率較大（0.079）的橢圓且各處寬度不一，近天王星處窄（約20千米）。遠天王星處寬（約100千米）。而離天王星最近的U2R環是寬約3000千米的暗帶。天王星的各環都是很薄的，厚度小于150米、從多波段探測資料推斷，環質點主要是最大的（直徑為50厘米到幾米）或許有少量微米大小的塵埃。它們是非常暗的，表面不是水冰，而是暗物質（碳氫化合物或碳）。

海王星環

海王星有5個由塵埃和碎片構成的大型星環。它們分別是加勒環（Galle 圓環）、列維爾環（Le Verrier ring）、拉塞爾環（Lassell ring）、阿拉哥環（Arago ring）和亞當斯環（Adams ring）。最接近海王星的環是加勒環，距離海王星2.6萬英里，而最遠的環是距離海王星3.91萬英里的亞當斯環。最外的亞當斯環恰在海衛六的軌道外面，環的半徑為海王星半徑的2.53倍，寬度小于500千米，它是窄而連續的，但在經度40°范圍有大致等距的三段多塵亮弧。最內的加勒環和最外的拉塞爾環是較寬的。而列維爾環和阿拉哥環是窄的。此外，在亞當斯環之內有不連續的環與海衛六共軌。亞當斯環所含質點的密度比其他三顆氣態巨行星的光環密度都大。當旅行者飛船的射電訊號通過海王星的光環時，各環都沒有從散射效應觀測出來，這表明各環都沒有厘米以上大小的質點。實際上旅行者飛船在太陽光被攝光環時所攝取的圖像中才可以看到海王星的光環，這說明海王星的光環由塵埃大小的質點所組成。海王星環的一個與眾不同的特征是亞當環(Adam 圓環)內部存在5個弧形結構，即不完整的環。

物理性質

四顆“類木行星”都有自己的光環，但各自光環中的物質顆粒大小、物質顆粒種類、物質顆粒數量以及物質顆粒的物理性質皆不相同。具體如下表所示：

共性

土星環、木星環、天王星環和海王星環這四個環系的分布及內衛星，雖各有特點，但也有一些共性。

第一：行星環系一般在洛希極限之內，而衛星一般在洛希極限之外，但木星和土星的外環有些超出洛希極限，又有些衛星在洛希極限之內，說明行星環系的實際情況比洛希理論復雜。

第二：行星環系都在行星的赤道面附近。

第三：環系的總質量都遠小于行星及大衛星的質量。

第四：各環都由分離的質點組成，而不是單一整體。

第五：環及環縫的結構受行星、衛星（尤其“牧羊”衛星）的引力約束。

第六：截至21世紀20年代的行星環系是年輕的，環系演化程度較大，環質點會碰撞破壞及散失，也會不斷的得到補充。

主要組成

觀測與探測

傳統天文觀測

業余觀測

一般來說，行星環相對于行星及一些較為明亮的恒星來說是相對暗淡的。因此，觀測行星環十分不易。對于普通天文愛好者來說，想要憑借非專業的光學天文望遠鏡觀測太陽系外行星或天王星和海王星的行星環，可以說幾乎不可能。土星距離地球較近，且本身亮度較高、體積較大，行星環寬度較大、色彩比較豐富，易于利用非專業的光學天文望遠鏡觀測。在氣象條件較好的情況下，甚至使用雙目望遠鏡就有可能實現對土星行星環的觀測。

現代天文觀測即航天器深空探測

學術研究

美國“伽利略”探測器于1995年至2003年對木星系統進行了探測，新的研究結果顯示，圍繞木星旋轉的由微小粒子組成的環對行星所起的作用超過科學家想象。在木星的白晝，塵埃粒子在太陽的照射下呈現正電荷；在木星的黑夜，塵埃粒子呈現為負電荷，這個復雜的變換從很大程度上決定了塵埃粒子的運動特性。馬普太陽系研究所的研究人員介紹說，星球塵埃粒子電荷的變換不僅對了解木星系統有意義，而且對行星的誕生都起決定性的作用。木星環就像太空中的一個實驗室，透過它可以研究塵埃狀的天體物理過程。

2015年9月，科學家研究顯示，環繞土星的其中一個灰塵殘骸環比其它環年輕，其直徑是由1米直徑冰晶巖石體組成，形成于1億年前一顆土星衛星碰撞殘骸體?？茖W家使用卡西尼號探測器勘測數據，測量當土星環與太陽射線交叉時的溫度發現土星環最外部的“A環”，比預計的溫度更高。這是因為土星A環比其它環狀結構更年輕，其它環狀結構形成年代可能與土星相近。該研究報告發表在《icarus》雜志上，科學家基于卡西尼探測器勘測數據獲得此項研究結果。

2023年2月，一支國際天文研究團隊發現一顆名為創神星的小行星擁有一個行星環，依據洛希極限推論，那個位置不可能出現行星環，而是應該存在一顆衛星。在此之前天文學家觀測到的行星環全部位于洛希極限范圍內。創神星的行星環出現的位置是迄今發現的唯一例外。關于洛希極限難以解釋這個行星環的存在，一種可能是，創神星可能曾經另有一顆衛星，但它遭到“破壞性撞擊”，產生的碎塊后來形成了一個行星環，不過這個行星環“存在的時間非常短，能夠觀察到它的概率非常低”，而科學家們僥幸觀察到它。另一種可能是，冰顆粒聚集的理論“需要修正”，冰顆?？赡懿粫傁袢藗冾A期的那樣迅速聚集起來、形成大些的天體。

應用與價值

通過觀測行星環，科學家可以獲得許多有用的科學信息。行星環可以給科學家帶來行星的化學組成、形成過程等諸多信息。對于前者，往往采用光譜分析法，通過分析行星環發射的光線組成，分析這個行星環到底由何種物質組成，其基本的結構是怎么樣的等等；而對于后者，則是通過對行星環相對位置、形態等外部信息的研究，探索其圍繞行星形成過程的奧秘。

參考資料 >

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