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天卫四
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发现与命名
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英国天文学家威廉·赫歇尔首次在1787年1月11日观测到天卫四，他于同一天还发现了天王星最大的卫星——天卫三。他在不久之后宣称又发现了四颗天王星卫星，但是后来天文学家发现该声明是错误的。虽然人们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。_NEWLINE_天王星的所有卫星都以威廉·莎士比亚和亚历山大·蒲柏作品中的人物来命名，而奥伯龙即为《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卫二）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。_NEWLINE_奥伯龙最初被称为“天王星的第二颗卫星”，威廉·拉塞尔于1848年将之命名为“天卫二”，不过他有时仍然使用威廉·赫歇尔所命名的名称（他分别称泰坦妮亚和奥伯龙为“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来命名，从此以后奥伯龙即被称为天卫四。
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轨道
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天卫四的轨道距离天王星约58万4000千米，是天王星五颗大卫星中距离天王星最遥远的一颗。天卫四轨道的离心率和轨道倾角（相对于天王星赤道）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，天卫四是一颗同步自转卫星，处于潮汐锁定状态，故它永远以同一个面朝着母星。天卫四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（包括天卫四）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日即出现了天卫四掩藏天卫二的现象，共持续了约6分钟。
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物质构成和内部结构
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天卫四是天王星第二大卫星，体积和质量都仅次于天卫三，其质量在太阳系卫星中也名列第九。天卫四的密度为1.63克/立方厘米，高于土星卫星一般的密度，显示该天体可能是由近乎等量的水冰和非冰体物质所构成，而土星卫星则内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，水冰吸收谱带在天卫四同轨道方向的半球比逆轨道方向的另一个半球还强，与其他天王星卫星的观测结果正好相反。天文学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。_NEWLINE_天卫四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480千米，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。天卫四的内部压力达到了5亿帕（5千巴）。现在还不知道天卫四的冰质地幔的状况。如果该冰层中含有足量的氨或其他抗冻剂，那么天卫四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40千米，温度达180K。不过天卫四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。
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表面特征
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天卫四是表面第二黑暗的天王星大卫星，仅次于天卫二。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；其邦德反照率约为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规则卫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。_NEWLINE_科学家在天卫四表面共发现了两类地质构造，分别是撞击坑与峡谷。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。撞击坑的直径从数千米至数百千米不等，其中最大的一个撞击坑是哈姆雷特撞击坑，其直径达到206千米。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、奥赛罗撞击坑和马克白撞击坑）坑底分布着大量的暗色物质，该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11千米的山峰，可能是一个直径达375千米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，不过其分布范围窄于天卫三的峡谷地形。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。_NEWLINE_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%。_NEWLINE_另外，同轨道方向的半球和撞击坑内侧中经常出现一种暗斑地形，天文学家目前还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显露出来的暗色物质，原本埋藏于纯冰下方。在后面这种假设中，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。
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形成和演化
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科学家们认为天卫四在次星云吸积盘中形成，该吸积盘由气体与尘埃所构成，它可能在天王星形成后不就已经出现，也可能是在一次造成天王星轨道倾角变动的撞击事件中形成的。现今天文学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较高，表明该次星云中所含的水分可能比较少。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。_NEWLINE_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60千米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，而内部岩层温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，而内部岩层则向外膨胀，星体地壳产生了强大的应力，导致裂缝形成。这种过程持续了大约200万年之久，目前的峡谷地形可能就是其产物，显示该星体上的任何内源性构造活动都发生于数十亿年前。_NEWLINE_如果冰层中存在类似氨（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离，分别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点为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。海洋结冻将导致内部结构膨胀，也可能导致卫星表面形成峡谷地形。但是，迄今为止人类对于天卫四演化的细节所知仍然十分有限。
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探测
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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为470,600千米，但是其中质量最好的照片的空间分辨率也只有6千米。旅行者2号对40%地表拍摄过照片，但只有25%可以绘制成地质图。在旅行者2号飞掠天卫四期间，其南半球刚好朝向太阳，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离探测过天王星及天卫四，在可预见的未来也没有任何探测该行星的计划。