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土星の環は、太陽系のどの惑星よりも広大で複雑な環系である。環は数マイクロメートルから数メートルの大きさの無数の小さな粒子から成り、[1]土星の周りを回っている。環の粒子はほぼ完全に水の氷でできており、微量の岩石物質が含まれている。環の形成メカニズムについてはまだコンセンサスが得られていない。理論モデルでは環は太陽系の歴史の初期に形成された可能性が高いとされているが、[2]カッシーニからの新しいデータでは、環が比較的後期に形成されたことが示唆されている。[3]
土星の環は反射によって明るさを増しているが、地球からは肉眼で見ることはできない。ガリレオ・ガリレイが望遠鏡を空に向けた翌年の1610年、彼は土星の環を観測した最初の人物となったが、その本当の性質を識別できるほどよくは見えなかった。1655年、クリスティアーン・ホイヘンスは、環が土星を取り囲む円盤であると説明した最初の人物となった。[4]土星の環が一連の小さなリングでできているという考え方は、ピエール・シモン・ラプラスに遡ることができるが、[4]実際の隙間はわずかであり、環を密度と明るさの同心円状の極大値と極小値を持つ環状の円盤と考えた方が正確である。[2]環内の塊の規模では、多くの空きスペースがある。
リングには、粒子密度が急激に低下する隙間が多数ある。そのうち 2 つは、リング内に埋め込まれた既知の衛星によって開けられており、その他多くの隙間は、土星の衛星との不安定な軌道共鳴が知られている場所にある。その他の隙間は未だに説明されていない。一方、安定化共鳴は、タイタン リングレットや G リングなど、いくつかのリングの寿命を長く保つ原因となっている。
主なリングの遥か向こうにはフェーベ リングがあります。このリングはフェーベから発生したと推定されており、フェーベの逆行軌道運動を共有しています。このリングは土星の軌道面と一直線になっています。土星の軸の傾きは 27 度なので、このリングは土星の赤道上を周回する、より目に見えるリングに対して 27 度の角度で傾いています。
2023年9月、天文学者は土星の環は「数億年前」の2つの衛星の衝突によって生じた可能性があることを示唆する研究結果を報告した。[5] [6]
歴史
初期の観察
ガリレオ・ガリレイは1610年に望遠鏡を使って初めて土星の環を観測したが、環であるとは特定できなかった。彼はトスカーナ公爵に「土星は単独の惑星ではなく、3つの環から構成されており、それらは互いにほぼ接触しており、互いに対して動くことも変化することもありません。それらは黄道帯と平行な線上に並んでおり、中央のもの（土星自体）は横のものの約3倍の大きさです」と書いた。[7]彼はまた、環を土星の「耳」と表現した。1612年に地球が環の平面を通過し、環は見えなくなった。当惑したガリレオは「これほど驚くべき、予想外の、そして目新しいケースに何と言えばいいのか分からない」と述べた。[4]彼は「土星は自分の子供を飲み込んだのだろうか？」と考えた。これは、土星が子供を飲み込んで、自分が倒されるという予言を未然に防いだという巨人 サトゥルヌスの神話に言及している。 [7] [8] 1613年にリングが再び見えるようになったとき、彼はさらに混乱した。[4]
初期の天文学者は、新しい発見が発表される前に、その発見を主張するためのコミットメントスキームの一種としてアナグラムを使用していました。ガリレオは、土星の環を発見した際に、 Altissimum planetam tergeminum observavi（「私は最も遠い惑星が三重構造をしているのを観察した」）を表すアナグラム「smaismrmilmepoetaleumibunenugttauiras」を使用しました。[9] [10 ] [11 ]
1657年、クリストファー・レンはロンドンのグレシャム・カレッジの天文学教授となった。彼は1652年頃から土星の観測を行い、その外観を解明しようとしていた。彼の仮説は『土星の物体について』にまとめられ、土星には環があると示唆するところまで至った。しかし、レンは環が土星から独立しているのか、それとも物理的に惑星に付着しているのか確信が持てなかった。レンの仮説が発表される前に、クリスティアーン・ホイヘンスが土星の環に関する仮説を発表した。レンはすぐにこれが自分の仮説よりも優れていると認識し、 『土星の物体について』は発表されなかった。ロバート・フックも土星の環を早期に観測した人物の1人で、環に影が落ちることに気付いた。[12]
ホイヘンスの環仮説とその後の発展
ホイヘンスは1655年に父コンスタンティンとともにレンズの研磨を始め、自ら設計した43倍の屈折望遠鏡を使って土星をより詳細に観察することができた。彼は土星が惑星から離れた環に囲まれていると初めて示唆し、「aaaaaaacccccdeeeeeghiiiiiiillllmmnnnnnnnnnooooppqrrstttttuuuuu」という有名な文字列を発表した。[13] 3年後、彼はそれが「Annulo cingitur, tenui, plano, nusquam coherente, ad eclipticam inclinato」（「土星は薄く平らな環に囲まれており、どこにも触れず、黄道に対して傾いている」）を意味することを明らかにした。 [14] [4] [15]彼はSystema Saturnium （1659）でリング仮説を発表し、その中で土星の衛星タイタンの発見と太陽系の大きさの最初の明確な概要も発表した。[16]
1675年、ジョヴァンニ・ドメニコ・カッシーニは土星の環が複数の小さな環で構成され、その間に隙間があることを突き止めました。 [17]これらの隙間のうち最大のものは後にカッシーニの間隙と名付けられました。この間隙はA環とB環の間にある幅4,800キロメートル（3,000マイル）の領域です。[18]
1787年、ピエール・シモン・ラプラスは均一な固体リングは不安定であることを証明し、リングは多数の固体リングレットで構成されていると示唆した。[19] [4] [20]
1859年、ジェームズ・クラーク・マクスウェルは、不均一な固体リング、固体リングレット、連続した流体リングも安定ではないことを実証し、リングは多数の小さな粒子で構成され、すべてが独立して土星を周回している必要があることを示しました。[21] [20]その後、ソフィア・コヴァレフスカヤも、土星のリングは液体のリング状の物体ではあり得ないことを発見しました。[22] [23 ] 1895年にアレゲニー天文台のジェームズ・キーラーとプルコヴォ天文台のアリスタルフ・ベロポルスキーが独立して行ったリングの分光学的研究により、マクスウェルの分析が正しいことが示されました。[24] [25]
4機のロボット宇宙船が土星の近くから土星の環を観測した。パイオニア11号が土星に最も接近したのは1979年9月で、距離は20,900 km (13,000 mi) だった。[26] パイオニア11号はFリングを発見した。 [26 ] ボイジャー1号が土星に最も接近したのは1980年11月で、距離は64,200 km (39,900 mi) だった。[27]偏光計の故障により、ボイジャー1号は予定していた解像度で土星の環を観測できなかったが、宇宙船からの画像は環システムについて前例のない詳細を提供し、Gリングの存在を明らかにした。[28] ボイジャー2号が土星に最も接近したのは1981年8月で、距離は41,000 km (25,000 mi) だった。[27] ボイジャー2号の稼働中の偏光計により、ボイジャー1号よりも高い解像度でリングシステムを観測することができ、それによってこれまで見られなかった多くのリングレットを発見することができました。[29] カッシーニ宇宙船は2004年7月に土星の周回軌道に入りました。[30] カッシーニのリングの画像はこれまでで最も詳細なものであり、さらに多くのリングレットの発見につながっています。[31]
リングは発見された順にアルファベット順に命名されている。[32] AとBは1675年にジョバンニ・ドメニコ・カッシーニによって、Cは1850年にウィリアム・クランシュ・ボンドと息子のジョージ・フィリップス・ボンドによって、Dは1933年にニコライ・P・バラバチョフとB・セメイキンによって、Eは1967年にウォルター・A・ファイベルマンによって、Fは1979年にパイオニア11号によって、Gは1980年にボイジャー1号によって発見された。主なリングは、惑星から外側に向かってC、B、Aであり、カッシーニの間隙と呼ばれる最大の隙間がBリングとAリングを隔てている。より暗いリングがいくつか最近発見された。Dリングは非常に暗く、惑星に最も近い。その向こうにはGとEという2つのはるかに暗いリングがあります。リングはあらゆるスケールで膨大な構造を示しており、その一部は土星の衛星による摂動に関連していますが、多くは説明されていません。[32]
2023年9月、天文学者は土星の環は「数億年前」の2つの衛星の衝突によって生じた可能性があることを示唆する研究結果を報告した。[5] [6]
土星の軸傾斜
土星の軸の傾きは 26.7° であるため、地球から見ると、赤道面にあるリングの見え方は時期によって大きく異なる。[33]地球は 13 年から 15 年ごと、つまり土星の半年ごとにリング面を通過し、そのたびに 1 回または 3 回の通過が発生する確率はほぼ同じである。最近のリング面通過は 1995 年 5 月 22 日、1995 年 8 月 10 日、1996 年 2 月 11 日、2009 年 9 月 4 日で、次の通過は 2025 年 3 月 23 日、2038 年 10 月 15 日、2039 年 4 月 1 日、2039 年 7 月 9 日である。土星が太陽に近くない場合、リング面通過を観測するのに適した機会は 3 回の通過のときのみである。[34] [35] [36]
土星の春分、つまり太陽がリング面を通過する日は、等間隔ではありません。土星の太陽中心経度が 173.6 度 (例: 2009 年 8 月 11 日) のとき、太陽はリング面を南から北へ通過します。これは土星が獅子座から乙女座へ移動する頃です。15.7 年後、土星の経度は 353.6 度に達し、太陽はリング面の南側を通過します。各軌道で、太陽は 15.7 地球年の間リング面の北にあり、その後 13.7 年間はリング面の南にあります。[a]北から南への横断の日付は1995年11月19日と2025年5月6日、南から北への横断は2009年8月11日と2039年1月23日です。[38]春分と秋分の前後の期間、ほとんどのリングの明るさが大幅に減少するため、リング面から外れた特徴を強調するユニークな観測が可能になります。[39]
身体的特徴
高密度の主リングは、半径 60,300 km (37,500 マイル) の土星の赤道から 7,000 km (4,300 マイル) から 80,000 km (50,000 マイル) 離れたところまで広がっています (主な区分を参照)。推定される局所的な厚さは 10 メートル (32 フィート 10 インチ) [40]から 1 km (1093 ヤード) [41]で、 99.9% の純粋な水氷と、ソリンやケイ酸塩を含む可能性のある不純物で構成されています。[42]主リングは主に 10 メートル未満の粒子で構成されています。[43]
カッシーニは、リングと雲頂の間を通過した最後の一連の軌道中に、重力の影響を介してリングシステムの質量を直接測定し、1.54（±0.49）×10 19 kg、または0.41±0.13ミマス質量という値を算出しました。[3]これは、地球の80倍の表面積に広がる南極の氷床全体の質量の約3分の2です。 [44] [45]この推定値は、カッシーニによるA、B、Cリングの密度波の観測から得られた0.40ミマス質量という値に近いです。 [3]これは土星の全質量（約0.25 ppb ）のわずかな部分です 。ボイジャーによるAリングとBリングの密度波と光学的厚さのプロファイルの以前の観測では、質量は約0.75ミマス質量と算出されていたが[46] 、その後の観測とコンピューターモデリングでは、それは過小評価であったことが示唆された。[47]
カッシーニの間隙やエンケの間隙など、リングの最も大きな隙間は地球から見ることができるが、ボイジャー宇宙船は、リングが何千もの細い隙間とリングレットでできた複雑な構造になっていることを発見した。この構造は、土星の多くの衛星の重力によって、いくつかの異なる方法で生じたと考えられている。いくつかの隙間は、パンのような小さな衛星の通過によって解消され、[48]さらに多くの小さな衛星がまだ発見される可能性があり、いくつかのリングレットは、小さな羊飼い衛星の重力効果によって維持されているようだ（プロメテウスとパンドラがFリングを維持しているのと似ている）。他の隙間は、隙間内の粒子の軌道周期と、さらに外側にあるより質量の大きい衛星の軌道周期との共鳴によって生じており、ミマスはこのようにしてカッシーニの間隙を維持している。[49]リングのさらに他の構造は、それほど破壊的ではない共鳴で内側の衛星の周期的な重力摂動によって引き起こされる螺旋波で構成されている。[要出典]カッシーニ宇宙探査機 のデータによると、土星の環には惑星自体の大気とは独立した独自の大気があることが示されている。大気は、太陽からの紫外線が環の中の水氷と相互作用して生成される分子状酸素ガス (O 2 ) で構成されている。水分子の断片間の化学反応とさらなる紫外線刺激により、とりわけ O 2が生成され、放出される。この大気のモデルによると、H 2も存在する。O 2と H 2 の大気は非常に希薄であるため、大気全体が何らかの形で環に凝縮されたとしても、厚さは原子1個分程度になるだろう。[50]環には同様に希薄な OH (水酸化物) 大気もある。O 2と同様に、この大気は水分子の崩壊によって生成されるが、この場合の崩壊は、土星の衛星エンケラドゥスから放出された水分子に衝突する高エネルギーイオンによって行われる。この大気は、極めて希薄であるにもかかわらず、ハッブル宇宙望遠鏡によって地球から検出された。[51] 土星の明るさは複雑なパターンを呈している。[52]変動のほとんどは環の様相の変化によるものである。[53] [54]そして、これは一周ごとに2周期ずつ繰り返される。しかし、これに惑星の軌道の離心率による変動が重なり、惑星は南半球よりも北半球でより明るい衝を示す。[55]
1980 年、ボイジャー 1 号が土星をフライバイし、F リングが複雑な構造で編み込まれたように見える 3 つの狭いリングで構成されていることが示されました。現在では、外側の 2 つのリングは、編み込まれているように見える突起、ねじれ、塊で構成されており、その内側に明るさの劣る 3 番目のリングがあることがわかっています。[引用が必要]
2009年8月11日の春分点付近にNASAの土星探査機カッシーニによって撮影された土星の環の新しい画像では、いくつかの場所で環が通常の環面からかなり外側に広がっていることが示された。このずれは、この隙間を作り出している衛星ダフニスの軌道が平面から外れているため、キーラーギャップの境界で最大4km（2.5マイル）に達する。[56]
主リングの形成と進化
土星の環の年齢の推定値は、使用されるアプローチによって大きく異なります。環は、土星自体の形成にまで遡る非常に古い可能性があると考えられてきました。しかし、カッシーニのデータによると、環ははるかに若く、おそらく過去 1 億年以内に形成されたため、1,000 万年から 1 億年の間である可能性があります。[3] [57]この最近の起源のシナリオは、環の動的進化の新しい低質量推定モデルと、環の暗化速度の推定に寄与する惑星間塵の流量の測定に基づいています。[3]環は継続的に物質を失っているため、環は現在よりも過去にはより質量が大きかったはずです。[3]質量推定値だけでは、太陽系の歴史の初期に形成された高質量環は、現在までに測定された質量に近い質量に進化しているため、あまり診断的ではありません。[3]現在の減少率に基づくと、環は 3 億年で消滅する可能性があります。[58] [59]
土星の内輪の起源については、主に2つの説がある。19世紀にエドゥアール・ロッシュが提唱した説は、リングはかつて土星の衛星（井戸に隠れたローマの女神にちなんでヴェリタスと名付けられた）であったというものである。この説によれば、衛星の軌道は潮汐力によって引き裂かれるほどに近づいた（ロッシュ限界を参照）。[60] 2022年に実施された数値シミュレーションはこの説を支持しており、その研究の著者らは破壊された衛星に「クリサリス」という名前を提案した。 [61]この説のバリエーションは、この衛星が大きな彗星または小惑星に衝突されて崩壊したというものである。[62] 2つ目の説は、リングは衛星の一部ではなく、土星が形成された元の星雲物質から残ったものであるというものである。[要出典]
土星の環
と衛星
と衛星
破壊された衛星の理論のより伝統的なバージョンは、リングはミマスよりもわずかに大きい、直径400〜600 km（200〜400マイル）の衛星の破片で構成されているというものです。その大きさの衛星を破壊する可能性のある衝突が最後に起こったのは、約40億年前の後期重爆撃期でした。[63]
RMカヌップによるこの種の理論のより最近の変種は、リングははるかに大きく、タイタンサイズの分化した衛星の氷のマントルの残骸を表しているというものである。その衛星は、土星がまだガス星雲に囲まれていた形成期に、惑星に螺旋状に落ち込む際に外層を剥ぎ取られた。[64] [65]これは、リング内の岩石物質の希少性を説明できる。リングは当初、現在よりもはるかに重く（約1,000倍）、幅も広かった。リングの外側部分の物質は、土星の最も内側の衛星（土星に最も近い衛星）からテティスまで融合し、これらの衛星のほとんどに岩石物質がほとんど含まれていないことも説明できる。[65]エンケラドゥスもこれらの衛星の1つであり、その後の衝突や氷火山の進化により、この衛星から選択的に氷が失われ、密度が現在の1.61 g/cm 3に上昇した可能性がある。これはミマスの1.15 g/cm 3 やテティスの0.97 g/cm 3 と比べて高い。[65]
初期の巨大なリングの考えは、その後、レアまでの土星の衛星の形成を説明するために拡張されました。[66]最初の巨大なリングに岩石物質の塊（> 100 km、直径60マイル）と氷が含まれていた場合、これらのケイ酸塩天体はより多くの氷を集積し、リングとの重力相互作用と土星との潮汐相互作用により、リングから次第に広い軌道に押し出されていたでしょう。ロッシュ限界内では、岩石物質の天体は追加の物質を集積するのに十分な密度であるのに対し、密度の低い氷の天体はそうではありません。リングの外に出ると、新しく形成された衛星はランダムな合体によって進化を続けた可能性があります。このプロセスにより、レアまでの土星の衛星のケイ酸塩含有量の変動、および土星に近づくにつれてケイ酸塩含有量が少なくなる傾向を説明できるかもしれません。そうすると、レアは原始リングから形成された衛星の中で最も古く、土星に近い衛星は次第に若くなります。[66]
土星の環の水氷の明るさと純度も、環が土星よりもずっと若い証拠として挙げられている[57]。隕石の塵が環に落ちれば環が暗くなるからである。しかし、新たな研究によると、Bリングは十分に大きいため、落下する物質が薄まり、太陽系の年齢とともに大幅に暗くなるのを免れた可能性がある。環の物質は、環の中で塊が形成され、その後衝突によって破壊されると再利用される可能性がある。これで、環内の物質の一部が見た目に若いことが説明できる。[67] Cリングが最近誕生したことを示す証拠は、この環内の岩石珪酸塩の割合を分析することに焦点を当てたカッシーニ・タイタン・レーダー・マッパーのデータを分析した研究者によって集められている。この物質の多くが最近破壊されたケンタウルス族の小惑星または衛星によるものである場合、この環の年齢は1億年かそれ以下である可能性がある。一方、もしその物質が主に微小隕石の流入から来たものであるならば、その年齢は10億年に近くなるだろう。[68]
ラリー・エスポジト率いるカッシーニUVISチームは恒星掩蔽を利用して、Fリング内に直径27メートル（89フィート）から10キロメートル（6マイル）に及ぶ13個の物体を発見した。それらは半透明で、直径数メートルの氷の塊が一時的に集まったものであることを示唆している。エスポジトはこれが土星のリングの基本構造であり、粒子が凝集して爆発でばらばらになっていると考えている。[69]
土星への落下速度に基づく研究では、リングシステムの年齢は数億年と若いことが示されています。リングの物質は絶えず土星に螺旋状に落下しており、落下速度が速いほど、リングシステムの寿命は短くなります。メカニズムの 1 つは、重力によって電荷を帯びた水の氷の粒子が惑星の磁力線に沿ってリングから引き下げられることです。このプロセスは「リングの雨」と呼ばれます。地上のケック望遠鏡の観測により、この流量は 432～2870 kg/s と推定されました。このプロセスのみの結果として、リングは約 20 年後には消えてしまいます。292+818
−1242017年9月に土星の環と惑星の間の隙間を通過したカッシーニ宇宙船は、環から惑星への電荷中性物質の赤道方向の流れを4,800～44,000 kg/sで検出した。[71]この流入率が安定していると仮定すると、これを継続的な「環の雨」プロセスに加えると、環は1億年以内に消滅する可能性がある。[70] [72]
リング内の区分と構造
土星の環系で最も密度の高い部分は A 環と B 環で、カッシーニの間隙 (1675 年にジョヴァンニ・ドメニコ・カッシーニが発見) によって分離されています。1850 年に発見され、カッシーニの間隙と特徴が似ている C 環とともに、これらの領域が主環を構成しています。主環は、希薄な塵環よりも密度が高く、大きな粒子を含んでいます。後者には、土星の雲頂まで内側に広がる D 環、G 環、E 環、および主環系の外側にあるその他の環が含まれます。これらの拡散環は、粒子のサイズが小さい (多くの場合約 1 μm ) ため、「塵の多い」環として特徴付けられます。その化学組成は、主環と同様に、ほぼ完全に水氷です。A 環のすぐ外縁にある狭い F 環は、分類がより困難です。一部は非常に密度が高いですが、大量の塵サイズの粒子も含まれています。
リングの物理的パラメータ
主な区分
C リング構造
カッシーニの分裂構造
- 出典: [86]
リング構造
Dリング
Dリングは最も内側のリングで、非常に暗い。1980年、ボイジャー1号はこのリングの中にD73、D72、D68と名付けられた3つのリングレットを検出した。D68は土星に最も近い個別のリングレットであった。約25年後、カッシーニの画像はD72が大幅に広くなり、より拡散し、惑星の方向に200 km（100マイル）移動したことを示した。[87]
Dリングには、30 km (20マイル)間隔で波打つ微細構造がある。この構造は、CリングとD73の間の隙間で初めて発見され、[87] 2009年の土星の春分時に、DリングからBリングの内縁まで19,000 km (12,000マイル)の半径距離にわたって伸びていることがわかった。[88] [89]この波は、振幅2～20 mの垂直波形の螺旋状パターンと解釈されている。[90]波の周期が時間の経過とともに減少しているという事実 (1995年の60 km、40マイルから2006年には30 km、20マイル) から、このパターンは1983年後半に、破壊された彗星の破片の雲 (質量≈10 12 kg) の衝突によってリングが赤道面から傾いたことで発生したと推測できる。[87] [88] [91]木星の主リングの同様の渦巻き模様は、1994年にシューメーカー・レヴィ第9彗星の物質の衝突によって引き起こされた摂動によるものと考えられている。 [88] [92] [93]
Cリング
CリングはBリングの内側にある幅広だが淡いリングである。1850年にウィリアムとジョージ・ボンドによって発見されたが、ウィリアム・R・ドーズとヨハン・ガレも独立して発見した。ウィリアム・ラッセルは、明るいAリングやBリングよりも暗い物質で構成されているように見えたため、これを「クレープリング」と名付けた。[77]
垂直方向の厚さは 5 メートル (16 フィート)、質量は約 1.1 × 10 18 kg、光学的厚さは0.05 ～ 0.12 と推定されています。[要出典]つまり、リングを垂直に通過する光の 5 ～ 12 パーセントが遮られるため、上から見るとリングはほぼ透明です。D リングで最初に確認された 30 km の波長の渦巻き状の波は、2009 年の土星の春分時に C リング全体に広がっていることが観測されました (上記参照)。
コロンボギャップとタイタンリングレット
コロンボの隙間はCリングの内側にある。隙間の中には明るくて狭いコロンボ・リングレットがあり、中心は土星の中心から77,883 km (48,394 マイル) 離れており、円形というよりはわずかに楕円形をしている。このリングレットは衛星タイタンとの軌道共鳴によって決まるため、タイタン・リングレットとも呼ばれる。[94]リング内のこの位置では、リング粒子の遠位歳差運動の長さはタイタンの軌道運動の長さに等しいため、この偏心したリングレットの外側の端は常にタイタンの方を向いている。[94]
マクスウェルギャップとリングレット
マクスウェルギャップはCリングの外側部分にあります。また、高密度の非円形リングレットであるマクスウェルリングレットも含まれています。多くの点で、このリングレットは天王星のεリングに似ています。両方のリングの中央には波のような構造があります。εリングの波は天王星の衛星コーデリアによって引き起こされたと考えられていますが、2008年7月現在、マクスウェルギャップには衛星は発見されていません。[95]
持ってくる
B リングはリングの中で最も大きく、最も明るく、最も質量が大きい。その厚さは 5 から 15 メートルと推定され、光学的厚さは 0.4 から 5 を超えるまで変化する。[96]つまり、B リングの一部を通過する光の 99% 以上が遮られる。B リングは密度と明るさにかなりのばらつきがあるが、そのほとんどが説明できない。これらは同心円状で、狭いリングレットのように見えるが、B リングには隙間がない。[要出典]場所によっては、B リングの外縁に主リング面から最大 2.5 km (1.5 マイル) ずれた垂直構造があり、これは主リングの A、B、C リングの垂直厚さ (通常は約 10 メートル (約 30 フィート)) から大きくずれている。垂直構造は、目に見えない埋め込まれた衛星によって形成されることがある。[97]
2016年に恒星掩蔽を用いた螺旋密度波の研究では、Bリングの表面密度は40～140 g/cm 2の範囲にあり、これまで考えられていたよりも低く、リングの光学的厚さは質量密度とほとんど相関がないことが示された（AリングとCリングで以前に報告された発見）。[96] [98] Bリングの全質量は7～100 g/cm 2の範囲にあると推定されている。24 × 10 18 kg。これはミマスの質量に匹敵します。37.5 × 1018kg [ 96 ]
スポーク
1980年まで、土星のリングの構造は重力の作用によってのみ引き起こされると説明されていた。その後、ボイジャー宇宙船からの画像は、Bリングのスポークと呼ばれる放射状の特徴を示したが[99] [100]、この方法では説明できなかった。スポークがリングの周りで持続して回転することは、重力軌道力学と一致しなかったからである[101]。スポークは後方散乱光では暗く見え、前方散乱光では明るく見える（ギャラリーの画像を参照）。遷移は位相角60 °付近で起こる。スポークの構成に関する有力な理論は、スポークは土星の磁気圏とほぼ同期して回転するため、静電反発によってメインリングから浮遊する微細な塵粒子で構成されているというものである。スポークを生成する正確なメカニズムはまだわかっていない。電気的な擾乱は、土星の大気中の落雷かリングへの微小隕石の衝突によって引き起こされるのではないかと示唆されている。 [101]あるいは、スポークは月の地平線の光や塵の浮遊として知られる現象に非常に似ており、電気的擾乱ではなく、リング粒子の境界を横切る強力な電界によって引き起こされるという説もある。[102]
スポークは、約25年後、今度はカッシーニ宇宙探査機によって初めて観測された。カッシーニが2004年初頭に土星に到着した時には、スポークは見えなかった。科学者の中には、スポークの形成を説明するモデルに基づいて、2007年まで再び見えることはないだろうと推測した者もいた。しかし、カッシーニの画像チームはリングの画像でスポークを探し続け、次に2005年9月5日に撮影された画像でスポークが見られた。[103]
スポークは季節的な現象のようで、土星の真冬と真夏には消え、土星が春分点に近づくと再び現れる。スポークが土星の29.7年周期の公転周期に応じて変化する季節的な現象であるという説は、カッシーニ計画の後半に徐々に再び現れたことで裏付けられた。[104]
ムーンレット
2009年春分、Bリングに埋め込まれた小衛星が、その影から発見された。直径は400メートル（1,300フィート）と推定されている。[105]この小衛星には暫定的にS/2009 S 1という名称が与えられた。
カッシーニの分裂
カッシーニの間隙は、土星のAリングとBリングの間にある幅4,800km (3,000マイル)の領域である。1675年にパリ天文台のジョヴァンニ・カッシーニが、 2.5インチ対物レンズ、焦点距離20フィート、倍率90倍の屈折望遠鏡を使用して発見した。[106] [107]地球からは、リングの中の細い黒い隙間のように見える。しかし、ボイジャーは、その隙間自体がCリングと非常によく似たリングの物質で占められていることを発見した。[95]物質の密度が比較的低いため、リングの厚さを通してより多くの光が透過するため、リングの暗い側からは、この間隙が明るく見えることがある（ギャラリーの2番目の画像を参照）。
カッシーニの間隙の内縁は強い軌道共鳴によって支配されている。この位置にあるリング粒子は、衛星ミマスの軌道の2倍の軌道を周回する。[108]共鳴により、ミマスのこれらのリング粒子に対する引力が蓄積され、軌道が不安定になり、リング密度が急激に低下する。しかし、カッシーニの間隙内のリングレット間の他の隙間の多くは説明されていない。[109]
ホイヘンスギャップ
1981年にボイジャー2号から送られてきた画像によって発見されたホイヘンスギャップ[110]は、カッシーニの隙間の内側の端に位置している。その中央には、高密度で偏心したホイヘンスリングレットがある。このリングレットは、幾何学的幅と光学的深さの不規則な方位角変化を示しており、これはミマスとの2:1共鳴とBリングの偏心した外縁の影響によって引き起こされた可能性がある。ホイヘンスリングレットのすぐ外側には、さらに細いリングレットがある。[95]
指輪
A リングは、大きく明るいリングの最も外側にあります。内側の境界はカッシーニの間隙で、外側の鋭い境界は小さな衛星アトラスの軌道に近いです。A リングは、外縁からリング幅の 22% の位置でエンケ ギャップによって中断されています。外縁からリング幅の 2% の位置にあるより狭いギャップは、キーラー ギャップと呼ばれています。
Aリングの厚さは10～30m、表面密度は35～40g/cm2 、総質量は4～5 × 10 18 kg [96] （ハイペリオンの質量とほぼ同じ）。光学的厚さは0.4から0.9の範囲である。[96]
Bリングと同様に、Aリングの外縁は軌道共鳴によって維持されているが、この場合はより複雑な組み合わせである。主にヤヌスとエピメテウスとの7:6共鳴によって作用され、ミマスとの5:3共鳴やプロメテウスとパンドラとの様々な共鳴も寄与している。[111] [112]他の軌道共鳴もAリング（および、程度は低いが他のリングも）の多くの螺旋密度波を励起し、それがリングの構造の大部分を占めている。これらの波は、銀河の渦巻き腕を記述するのと同じ物理学によって記述される。Aリングにも存在し、同じ理論によって記述される螺旋曲げ波は、圧縮波ではなくリングの垂直な波形である。 [113]
2014年4月、NASAの科学者たちは、Aリングの外縁近くで新月の形成段階の可能性があるものを観測したと報告した。[114] [115]
エンケギャップ
エンケの隙間は、Aリング内にある幅325kmの隙間で、土星の中心から133,590km（83,000マイル）の距離に位置している。[117]これは、その内部を周回する小さな衛星パンの存在によって生じている。[118]カッシーニ探査機の画像は、隙間の中に少なくとも3つの細い結び目のあるリングレットがあることを示している。[95] 両側に見える螺旋状の密度波は、リングの外側にある近くの衛星との共鳴によって引き起こされ、パンは追加の螺旋状の航跡を引き起こしている（ギャラリーの画像を参照）。[95]
ヨハン・エンケ自身はこの隙間を観察したわけではなく、彼の環の観察に敬意を表してこの隙間に名前が付けられた。この隙間自体は1888年にジェームズ・エドワード・キーラーによって発見された。 [77]ボイジャーによって発見されたA環の2番目の大きな隙間は、彼に敬意を表してキーラーギャップと名付けられた。[119]
エンケギャップは、完全にAリングの内側にあるためギャップと呼ばれます。2008年にIAUが定義を明確にするまで、ギャップと分割という用語の間には曖昧さがありました。それ以前は、分離は「エンケ分割」と呼ばれることもありました。[120]
キーラーギャップ
キーラーギャップは、Aリングにある幅42kmのギャップで、リングの外縁から約250km離れている。2005年5月1日に発見された小さな衛星ダフニスは、その内部を周回しており、その隙間を空けている。 [121]この衛星の通過により、ギャップの縁に波が生じる（これは、ダフニスのわずかな軌道偏心によっても影響を受ける）。[95]ダフニスの軌道はリング面に対してわずかに傾いているため、波はリング面に対して垂直な成分を持ち、面の「上」1500mまで達する。[122] [123]
キーラーの隙間はボイジャーによって発見され、天文学者ジェームズ・エドワード・キーラーにちなんで命名された。キーラーはその後、ヨハン・エンケにちなんでエンケの隙間を発見し、命名した。[77]
プロペラ衛星
2006年、カッシーニが撮影したAリングの画像に、4つの小さな「小衛星」が見つかった。 [124]小衛星自体は直径がわずか100メートルほどで、直接見るには小さすぎる。カッシーニが捉えたのは、小衛星が作り出す直径数キロメートルの「プロペラ」状の乱れである。Aリングには、このような物体が何千個も含まれていると推定されている。2007年には、さらに8つの小衛星が発見され、それらは主に土星の中心から約13万キロメートル（8万マイル）離れた3,000キロメートル（2,000マイル）の帯状に限られていることが明らかになった。 [125] 2008年までに、150を超えるプロペラ小衛星が検出されている。[126]数年にわたって追跡されている衛星には、ブレリオというニックネームが付けられている。[127]
ロシュ部門
AリングとFリングの間隔は、フランスの物理学者エドゥアール・ロッシュにちなんでロッシュ間隙と名付けられている。[128]ロッシュ間隙は、大きな物体が惑星（土星など）に非常に近づき、惑星の潮汐力によって引き離される距離であるロッシュ限界と混同してはならない。 [129]ロッシュ間隙は主リング系の外縁に位置し、実際には土星のロッシュ限界に近いため、リングは衛星に集積することができなかった。 [130]
カッシーニの間隙と同様に、ロッシュ間隙も空ではなく、物質のシートを含んでいる。[要出典]この物質の特徴は、希薄で塵の多いD環、E環、G環に似ている。[要出典]ロッシュ間隙の2か所は、その地域の他の場所よりも塵の濃度が高い。これらはカッシーニ探査機の画像チームによって発見され、仮の名称が付けられた。R/2004 S 1は衛星アトラスの軌道に沿っており、R/2004 S 2は土星の中心から138,900 km (86,300マイル) 離れたプロメテウスの軌道の内側に位置している。[131] [132]
Fリング
Fリングは土星の最も外側の独立したリングであり、おそらく太陽系で最も活発なリングであり、数時間のタイムスケールで特徴が変化します。[133] Aリングの外縁から3,000 km（2,000マイル）離れた場所にあります。[134]このリングは1979年にパイオニア11号の画像チームによって発見されました。 [80]非常に薄く、半径はわずか数百km（マイル）です。従来の見解では、リングは内側と外側を周回する2つの羊飼い衛星、プロメテウスとパンドラによって保持されていますが、 [118]最近の研究では、プロメテウスのみがリングの閉じ込めに寄与していることが示されています。[135] [136]数値シミュレーションでは、プロメテウスとパンドラが互いに衝突して部分的に破壊されたときにリングが形成されたことが示唆されています。[137]
カッシーニ探査機が最近撮影したクローズアップ画像では、Fリングは1つのコアリングとその周りの螺旋状のストランドで構成されていることが示されています。 [138]また、プロメテウスが遠点でリングに遭遇すると、その重力によってFリングにねじれや結び目ができ、月がリングから物質を「盗み」、リングの内側に暗い溝が残ることも示されています（ビデオリンクとギャラリーの追加のFリング画像を参照）。プロメテウスはFリングの物質よりも速く土星を周回するため、新しい溝はそれぞれ前の溝の約3.2度前方に刻まれます。[133]
2008年にはさらなるダイナミズムが検出され、プロメテウスからの摂動により、Fリング内を周回する目に見えない小さな衛星が狭い核を継続的に通過していることが示唆された。小さな衛星の1つは暫定的にS/2004 S 6と特定された。[133]
2023年現在、リングの塊状の構造は「数千の小さな親天体（大きさ1.0～0.1 km）が衝突してマイクロメートル～センチメートルサイズの粒子の密集した束を生成し、それが数か月かけて定常状態で親天体に再付着することによって生じたものと考えられている。」[139]
外輪
ヤヌス/エピメテウスリング
2006年にカッシーニ宇宙船が前方散乱光で撮影した画像によると、ヤヌスとエピメテウスの軌道が占める領域の周囲にはかすかな塵のリングが存在する。リングの半径は約5,000 km (3,000マイル) である。[140]その発生源は、隕石の衝突によって衛星の表面から吹き飛ばされた粒子であり、それが軌道の周りに拡散したリングを形成する。[141]
Gリング
Gリング（ギャラリーの最後の画像を参照）は、FリングとEリングの始まりのほぼ中間にある非常に薄く淡いリングで、内縁はミマスの軌道の約15,000 km（10,000マイル）内側にあります。内縁近くには、円周の約6分の1にわたって広がる1つのはっきりと明るいアーク（海王星のリングのアークに似ている）があり、その中心は直径0.5 km（500ヤード）の小衛星アイガイオンで、ミマスと7:6の軌道共鳴によって固定されています。[142] [143]アークは直径数メートルまでの氷の粒子で構成され、Gリングの残りの部分はアーク内から放出された塵で構成されていると考えられています。アークの半径方向の幅は約250 km（150マイル）で、Gリング全体の幅は9,000 km（6000マイル）です。[142]この環には、直径約100メートルの小さな氷の小衛星に相当する物質が含まれていると考えられています。[142]環内の微小隕石の衝突によってアイガイオンやその他の発生源から放出された塵は、土星の 磁気圏（そのプラズマは土星の磁場と共回転し、土星の磁場はG環の公転運動よりもはるかに速く回転する）との相互作用により、環から外側に漂います。これらの微粒子は、さらなる衝突によって着実に浸食され、プラズマの抵抗によって分散されます。数千年の間に、環は徐々に質量を失いますが、[144]アイガイオンへのさらなる衝突によって質量が補充されます。
メトーンリングアーク
2006年9月に初めて検出された、経度約10度の範囲にわたるかすかなリングアークは、衛星メトネに関連している。アーク内の物質は、微小隕石の衝突によってメトネから放出された塵を表していると考えられている。アーク内の塵の閉じ込めは、ミマスとの14:15共鳴に起因する（Gリング内のアークの閉じ込めのメカニズムに類似）。[145] [146]同じ共鳴の影響を受けて、メトネは軌道上で経度5度の振幅で前後に振動している。
アンセリングアーク
2007年6月に初めて発見された、経度約20度に及ぶかすかなリングアークは、衛星アンテに関連している。アーク内の物質は、微小隕石の衝突によってアンテから吹き飛ばされた塵であると考えられている。塵がアーク内に閉じ込められているのは、ミマスとの10:11の共鳴によるものである。同じ共鳴の影響を受けて、アンテは経度14度にわたって軌道上を前後に漂っている。[145] [146]
パレンリング
2006年にカッシーニ宇宙船が前方散乱光で撮影した画像によると、かすかな塵のリングがパレネの軌道を共有していることが明らかになった。 [140]リングの半径は約2,500 km (1500マイル) である。その発生源は、隕石の衝突によってパレネの表面から吹き飛ばされた粒子であり、それがパレネの軌道の周りに拡散リングを形成する。[141] [146]
Eリング
Eリングの存在は1980年まで確認されなかったものの、[82]少なくとも1908年には天文学者の間で議論の的となっていた。アーサー・フランシス・オドネル・アレクサンダーは土星観測の物語年表の中で、Eリングと呼ばれるようになる最初の観測はジョルジュ・フルニエによるものだとしている [147]。フルニエは1907年9月5日、モン・ルヴァールで「外側の明るいリングを囲む」「明るい領域」を観測した。翌年の1908年10月7日、E・シャーはジュネーブ天文台で「土星の明るいリングを囲む...新しい暗いリング」を独自に観測した。シャーの発見に続いて、W・ボイヤー、T・ルイス、アーサー・エディントンはシャーの説明に一致する不連続なリングの兆候を発見したが、自分たちの観測結果は「不確か」であると述べた。エドワード・バーナードが当時世界最高の望遠鏡を使っても、リングの兆候を見つけることができなかった。EM・アントニアディは1909年の出版物でリングの存在を主張し、1861年12月26日のウィリアム・レイの観測を「非常にかすかな光で、それが暗いリングであるという印象を与えた」と回想した[148] [149]が、バーナードの否定的な結果の後、ほとんどの天文学者はEリングの存在に懐疑的になった[147] 。
A、B、Cリングとは異なり、Eリングは光学的深さが小さく垂直方向の広がりが大きいため、真横から見るのが一番よいが、それが可能なのは14～15年に1度だけである。 [150]そのため、おそらくこのため、Eリングが再び観測対象になったのは1960年代になってからだった。一部の情報源では、1966年にEリングを発見したのはウォルター・ファイベルマンであるとしているが、[4] [32]翌年に発表された彼の観測発表論文は、既存の論争と、リングの存在を支持および否定する観測の長い記録を認めることから始まり、新しいリングであるというデータの解釈は「あくまで暫定的なもの」であると慎重に強調している。[150]パイオニア11号による土星フライバイを予想して行われたファイベルマンの元の観測の再分析では、この外輪の証拠は再び「不確か」であるとされた。[151]パイオニア11号による1979年のフライバイでは、Eリングの決定的な特定には至らなかったが、「粒子、放射線、磁場の測定からその存在が推測された」。[82] 1966年の観測結果のデジタル再解析と、地上および宇宙の望遠鏡を使用したいくつかの独立した観測を経て、ファイベルマンとクリングルスミスによる1980年の論文でようやく存在が確認された。[82]
E リングは 2 番目に外側のリングで、非常に幅が広く、ケイ酸塩、二酸化炭素、アンモニアを含む多数の微小 (ミクロンおよびサブミクロン) の水氷粒子で構成されています。[152] E リングは、ミマスとタイタンの軌道の間に分布しています。[153]他のリングとは異なり、マクロの氷の塊ではなく、ミクロの粒子で構成されています。2005 年に、E リングの材料の源は、衛星エンケラドゥスの南極地域の「タイガーストライプ」から発せられる氷火山の噴煙であることが判明しました。[156]主なリングとは異なり、E リングの厚さは 2,000 km (1000 マイル) 以上で、エンケラドゥスからの距離が離れるにつれて厚くなります。[153] E リング内で観察される巻きひげのような構造は、エンケラドゥスの最も活発な南極ジェットの放出に関連している可能性があります。[157]
Eリングの粒子は、その内部を周回する衛星に蓄積する傾向がある。テティスの先端半球の赤道は、落下する物質によってわずかに青く染まっている。[158]トロヤ群衛星のテレスト、カリプソ、ヘレネ、ポリデウケスは、軌道がリング面を上下に動くため、特に影響を受けている。その結果、表面は明るい物質で覆われ、特徴が滑らかになっている。[159]
フィービーリング
2009年10月、フェーベの軌道のすぐ内側に薄い物質の円盤が発見されたと報告された。発見当時、円盤は地球の真横にあった。この円盤は、大まかに言えば別のリングと言える。非常に大きい（地球から見ると、満月2個分の見かけの大きさ[85]）が、リングはほとんど見えない。このリングはNASAの赤外線 スピッツァー宇宙望遠鏡[160]を使用して発見され、土星の半径の128倍から207倍に及ぶ観測範囲全体で見られ、[84]計算によると、外側には土星半径の300倍まで、内側には土星半径の59倍にあるイアペトゥスの軌道まで広がっている可能性があることが示唆されている。 [ 161]その後、リングはWISE、ハーシェル、カッシーニ宇宙船を使用して研究された。 [162] WISEの観測によると、リングは少なくとも土星の半径の50から100から270倍に広がっている（内側の端は惑星の輝きで見えなくなる）。[83] WISEで得られたデータによると、リングの粒子は小さく、半径が10cmを超えるものは断面積の10%以下を占めている。[83]
フェーベは、180から250半径の距離で惑星を周回している。リングの厚さは約40半径である。[163]リングの粒子はフェーベへの衝突（微小隕石およびそれ以上の物体）に由来すると推定されているため、それらはフェーベの逆行軌道を共有するはずであり、[161]次の内側の衛星であるイアペトゥスの軌道運動とは反対である。このリングは土星の軌道面、つまりおおよそ黄道面にあり、したがって土星の赤道面および他のリングから27度傾いている。フェーベは土星の軌道面に対して5°傾いており（フェーベの逆行軌道運動のため、175°と表記されることが多い）、その結果生じるリング面の上下の垂直方向の偏位は、リングの観測された厚さである土星半径40倍とほぼ一致する。
リングの存在は1970年代にスティーブン・ソーターによって提唱された。[161]リングの発見者は、アン・J・バービサーとマイケル・F・スクルツキー（バージニア大学）とダグラス・P・ハミルトン（メリーランド大学カレッジパーク校）である。[84] [164] 3人はコーネル大学で大学院生として一緒に学んだ。[165]
リングの物質は太陽放射の再放射により内側に移動する[84]。その速度は粒子の大きさに反比例する。太陽系の年齢とともに、3 cm の粒子はフェーベ付近からイアペトゥス付近まで移動する。[83]したがって、物質はイアペトゥスの先端半球に衝突する。この物質の落下により、イアペトゥスの先端半球はわずかに暗くなり、赤くなる (天王星の衛星オベロンとティタニアで見られるのと同様) が、その衛星の劇的なツートンカラーは直接生み出されない。[166]むしろ、落下する物質は、暖かい領域から氷が昇華し、続いて冷たい領域で水蒸気が凝縮するという、正のフィードバック 熱自己分離プロセスを開始する。これにより、イアペトゥスの先端半球の赤道領域の大部分を覆う「ラグ」物質の暗い残留物が残り、極域と後端半球の大部分を覆う明るい氷の堆積物とは対照的である。[167] [168] [169]
レアの周囲に存在する可能性のある環系
土星で2番目に大きい衛星レアには、固体粒子の円盤に埋め込まれた3つの狭い帯からなる、希薄なリングシステムがあると仮定されている。[170] [171]これらの推定上のリングは撮影されていないが、 2005年11月にカッシーニがレア付近の土星磁気圏内のエネルギー電子の枯渇を観測したことから、その存在が推測されている。磁気圏撮像素子（MIMI）は、月の両側でプラズマ流の3つの急激な低下がほぼ対称的なパターンで強調された緩やかな勾配を観測した。これは、直径がおそらく数十デシメートルから約1メートルの粒子を含む、より密度の高いリングまたはアークを含む赤道円盤の形状の固体物質によって吸収されたとすれば説明できる。リーアン環の存在を裏付ける最近の証拠としては、赤道から2度以内の、月の円周の4分の3に渡って広がる線上に分布する小さな紫外線の明るい斑点群がある。この斑点は、軌道から外れた環の物質が衝突した地点であると解釈されている。[172]しかし、カッシーニがいくつかの角度から推定される環面を狙って観測したが、何も発見されず、この謎めいた特徴には別の説明が必要であることが示唆されている。[173]
参照
- ガリレオ・ガリレイ– 1610年に土星の環を初めて観測した人物
- クリスティアーン・ホイヘンス– 1655年に土星の周囲に環があると初めて提唱した人物
- ジョヴァンニ・カッシーニ– 1675年にA環とB環の分離（カッシーニ間隙）を発見した。
- エドゥアール・ロッシュ– 土星のロッシュ限界内に来た衛星がどのようにして分裂し、リングを形成するかを説明したフランスの天文学者
注記
- ^土星の 軌道離心率は0.0565で、太陽系の巨大惑星の中で最大であり、地球の3倍以上である。土星の遠日点は北半球の夏至の近くに達します。[37]
- ^ abcd 別途記載がない限り、国際天文学連合によって指定された名前。名前の付いたリング間の広い間隔は分裂と呼ばれ、名前の付いたリング内の狭い間隔はギャップと呼ばれます。
- ^ abcdefgh データは主に惑星命名法書、NASAファクトシート、およびいくつかの論文から引用。[73] [74] [75]
- ^ abcd 距離は、1,000 km（600マイル）未満のギャップ、リング、リングレットの中心までの距離です。
- ^ abcd 非公式名称
- ^ この画像は2009年7月26日にカッシーニ宇宙船の狭角カメラで可視光で撮影された。この画像は土星から約336,000キロメートル（209,000マイル）の距離、太陽-土星-宇宙船の位相角132度で撮影された。画像のスケールは1ピクセルあたり2キロメートル（1マイル）である。[97]
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外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、土星の環に関連するメディアがあります。
ウィキメディア・コモンズには、土星の環に関連するメディアがあります。
- 惑星の環のノード: 土星の環系
- NASAの太陽系探査による土星の環
- USGS 惑星命名法のページからの土星の環の命名法
- 土星の最大の環がさらに巨大化 (2017 年 12 月 20 日に Space.com から取得)
- マーク・ショーウォルター博士による惑星の環システムについて好奇心旺盛な人が知っておくべきことすべて（マーク・ショーウォルターとのワシーム・アクタルのポッドキャスト）
- ショーン・ドランによるバックライト付きリングの高解像度アニメーション
- ケビン・M・ギルによる、春分点の外側のBリングの上空を飛ぶ高解像度アニメーション（最初の1分以降は均一性が失われ始める）。詳細については、リングアルバムを参照してください。
- ニック・スティーブンスによる、赤道軌道と極軌道、およびリングの下からの土星とそのリングの高解像度アニメーション。詳細についてはリストを参照してください。
