月亮和戒指

卫星是环绕较大天体运行的天然卫星。环由许多彼此分离、各自运行的颗粒组成。即使从远处的图像中看起来很平滑，这些颗粒也不会形成一整片固体薄层。

土星明亮的主环主要由水冰构成，其中的颗粒大小不一，从微小颗粒到大得多的碎块都有。其他环可能主要由细尘组成。成分、颗粒大小和物质总量都会影响我们所看到的景象。[3]

年轻行星也可以拥有自己的盘

行星周围盘环绕的是行星，而不是恒星。行星成长期间获得的气体和固体物质可以为卫星提供材料。盘内的物质供应、温度和运输过程，有助于决定卫星种子是会成长、迁移，还是最终消失。[4]

由行星周围盘中的固体逐渐成长

岩石和冰质固体可以在行星周围盘中聚集形成卫星。进入的微行星可以提供更小的颗粒，这一过程更像行星形成，而不是形成恒星的坍缩过程。[6]

气体可以减弱轨道激发，但也可能驱动卫星迁移。因此，一个卫星系统可能既反映了成功的增长过程，也反映了更早一代已被行星吞没或遗失的卫星。最终留下的卫星未必是最初形成的那些天体。[4]

从其他地方捕获天体

进入的天体必须相对于行星损失轨道能量，或与其他天体交换能量，才能保持束缚状态。一个孤立且保守的二体掠飞过程，无法永久捕获一个起初不受束缚的天体。气体阻力以及涉及其他天体的相遇，提供了可能的途径。[7], [6]

由撞击后的残留物聚集形成

一次大型碰撞可以将物质送入轨道，其中一部分可能聚集成卫星。这是解释地球月球起源的主流解释类别。撞击体的质量、初始条件，以及两个碰撞天体各自提供的物质比例，仍取决于具体模型。[8]

规则卫星通常沿顺行轨道运行，靠近其行星的赤道平面，这与其在盘中聚集形成的情况一致。顺行是指沿与行星自转相同的方向运行。这种有序性很有参考价值，但后来的事件也可能形成或重新组织一个盘。[4]、[10]

不规则卫星通常具有遥远、偏心率高、倾角大或逆行的轨道。这些特征支持捕获情景，后续的相遇和碰撞还会进一步改变这一群体。“不规则”描述的是轨道类别，而不只是卫星表面凹凸不平的形状。[7]

成分可以检验那些在轨道图中看起来相似的演化历史。如今，对天王星卫星冰中氘（氢的一种较重形式）的测量，已经限制了涉及天王星物质混合的形成模型。[12]

日本宇宙航空研究开发机构的火星卫星探测任务，即MMX，旨在探测火卫一和火卫二，并从火卫一带回样本。对这些物质进行实验室测量，有助于区分相互竞争的起源设想。[13]

环既需要物质，也需要能使物质持续存在的轨道环境。提出的起源包括解体的卫星、释放出绕轨道运行碎片的碰撞，以及早期盘中遗留下来的物质。土星的主环促成了多种此类设想；其成分有助于检验哪些设想合理。[3]

不同的环可能有不同的物质来源

持续的物质供给可以补充从环中流失的粒子。

环可以随着物质循环而发生变化

碰撞和引力相互作用会重新分配角动量。物质可能扩散、漂移并被替换，从而随着时间推移改变环的外观。[2]

行星对天体施加的不均匀引力会产生潮汐力。在近距离处，这些潮汐力可能压倒脆弱聚合体自身的引力。[15]

计算得到的洛希极限取决于密度、形状、自转和材料强度。具有内聚力的天体和较小的固体碎片，可能在无强度聚合体会被瓦解的区域存续。[15]

Quaoar表明，简单的边界并不能解释全部情况

在遥远的小天体Quaoar周围，观测到了一个稠密的环，它远在经典流体洛希极限之外。因此，在最简单的模型看来本应迅速聚集成卫星的区域，环也可能持续存在。[16]

粒子碰撞不一定总会导致黏结。它们损失能量的效率，以及引力扰动和物质性质，共同影响聚合体是增大还是解体。“位于洛希极限之外”并不能保证会形成卫星。[16]

被潮汐锁定的卫星仍会自转

在同步自转状态下，卫星每绕行一周就绕自身轴旋转一周，因此大致始终由同一半球朝向行星。潮汐耗散可以帮助卫星达到这种状态；这并不意味着卫星停止了自转。[17]

行星自转可以推动卫星向内或向外移动

对于圆形、顺行且大致共面的轨道，当行星自转速度快于卫星公转速度时，行星上隆起的潮汐通常会推动卫星向外移动。在同步轨道以内，也就是卫星绕行速度快于行星自转速度的区域，这种作用会推动卫星向内迁移。[17]

偏心率、卫星内部的潮汐以及与其他卫星的相互作用，都可能改变最终结果。简单的自转比较是一个有用的起点，但不能完整预测每颗卫星的情况。[17]

共振可以维持潮汐加热

木卫一、木卫二和木卫三参与了一种相互关联的共振。它们的轨道频率接近 4:2:1：木卫一大约绕行四周，而木卫二绕行两周、木卫三绕行一周。它们的周期大致呈倒数关系， 1:2:4这些相互作用有助于维持轨道偏心率。[18]

不断变化的潮汐形变会在卫星内部耗散能量。它驱动木卫一的剧烈活动，并为木卫二的能量收支做出贡献。木卫二存在地下海洋的证据很充分，但仅有海洋和热源并不能证明存在生命。[18]

卫星也会在环中留下图案

与卫星的共振相互作用可以在环中激发波，并帮助塑造边缘和缝隙。这些结构揭示了环如何响应周围的引力。[2]

主环异常富含水冰。由于进入的尘埃会增加非冰物质，其相对洁净程度一直被用作计时器。要将这一观测转化为年龄，需要假设有多少物质到达、保留下来，以及之后有多少被移除。[3], [20]

2026 年的一项重新评估进一步研究了尘埃聚焦和可能的清除过程，对将污染物比例直接换算为形成年龄提出了质疑。争论仍未定论：“肯定不到 1 亿年”和“已证明是原始形成的”都不是已经确定的结论。[22]

区别在于卡西尼号测量了什么，以及用于解释这些测量结果的物理模型。改进模型可能会改变推断出的年龄，但不会改变原始测量结果。

年轻行星周围的盘是一个很有希望的起点

ALMA 观测发现了与 PDS 70c 相关的致密尘埃发射，这与环行星盘相符。这为另一颗恒星周围可能存在形成卫星的环境提供了证据。但它无法分辨单个卫星，也不能证明每颗巨行星都会以相同方式形成卫星。[23]

候选系外卫星需要谨慎确认

卫星可能产生额外的凌星信号，或改变其行星凌星的时间和持续时长。恒星变异性、其他行星和仪器效应都可能使解读变得复杂。一个能够拟合数据的卫星模型，只是检验其他解释的起点。[24]

围绕Kepler-1625 b和Kepler-1708 b提出的卫星说明了这一困难。重新分析对其证据提出了质疑，而回应则对这些质疑提出了异议。与其将它们作为已知系外卫星的可靠实例，不如将其描述为存在争议的候选天体。[24]、[25]

环的搜寻高度依赖观测几何

环可以改变凌星曲线的形状和深度，但其可见性取决于大小、方向和不透明度。2025 年的一项 TESS 研究发现，有几个系统中带环模型的拟合效果更好，但没有一个系统提供了确凿的环证据。更复杂的拟合仍需经受噪声和其他解释的检验。[26]

近距离探索提供物理细节

通过比较轨道历史、表面化学和内部测量结果，研究人员可以检验卫星是如何形成的，以及为什么有些卫星在最初形成很久之后仍保持活跃。