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 ガリレオのアマルテアのグレースケール画像、1999年 | |||||||||
| 発見 | |||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 発見者 | EEバーナード | ||||||||
| 発見日 | 1892年9月9日 | ||||||||
| 指定 | |||||||||
| 発音 | / æ m əl ˈ θ iː ə / [1] | ||||||||
名前の由来 | アマルテイア | ||||||||
| 形容詞 | アマルテア/ æ m əl ˈ θ iː ə n / [2] [3] | ||||||||
| 軌道特性 | |||||||||
| 近点 | 181 150 km [a] | ||||||||
| 遠点 | 182,840 km [a ] | ||||||||
平均軌道半径 | 181 365 .84 ± 0.02 km ( 2.54 R J ) [4] | ||||||||
| 偏心 | 0.003 19 ± 0.000 04 [4] | ||||||||
| 0.498 179 43 ± 0.000 000 07 日 （11時間57分23秒）[4] | |||||||||
平均軌道速度 | 26.57 km/s [a] | ||||||||
| 傾斜 | 0.374° ± 0.002°（木星の赤道まで）[4] | ||||||||
| 衛星の | 木星 | ||||||||
| 身体的特徴 | |||||||||
| 寸法 | 250 × 146 × 128 km [5] | ||||||||
| 83.5 ± 2.0km [5] | |||||||||
| 音量 | (2.43 ± 0.22) × 10 6 km 3 [6] | ||||||||
| 質量 | （2.08 ± 0.15）× 10 18 kg [6] | ||||||||
平均密度 | 0.857 ± 0.099 g/cm3 [ 6] | ||||||||
| ≈ 0.020 m/s 2 (≈ 0.002 g) [a] | |||||||||
| ≈ 0.058 km/s [a] | |||||||||
| 同期[5] | |||||||||
| ゼロ[5] | |||||||||
| アルベド | 0.090 ± 0.005 [7] | ||||||||
| |||||||||
| 14.1 [9] | |||||||||
アマルテア （æ m əl ˈ θ iː ə）は木星の衛星である。既知の衛星の中では木星に3番目に近い軌道を持ち、木星の5番目に発見された衛星であるため、木星Vとも呼ばれる。また、ガリレオ衛星4つに次いで木星の5番目に大きい衛星でもある。エドワード・エマーソン・バーナードが1892年9月9日にこの衛星を発見し、ギリシャ神話のアマルテアにちなんでアマルテアと名付けた。[10]これは直接肉眼で発見された最後の自然衛星であり、それ以降の衛星はすべて写真またはデジタル画像によって発見された。
アマルテアは木星の周りを接近して周回しており、表面から噴出した塵で形成されたアマルテア・ゴッサマー・リングの外縁内にある。 [11]木星は木星の表面から直径46.5度に見える。[b]アマルテアは木星の内側の衛星の中では最大で、不規則な形をしており、赤みがかった色をしている。多孔質の水氷と未知の量の他の物質で構成されていると考えられている。その表面の特徴には、大きなクレーターと尾根がある。[5]
アマルテアの近距離画像は1979年にボイジャー1号と2号宇宙船によって撮影され、1990年代にはガリレオ探査機によってより詳細な画像が撮影されました。 [5]
歴史
発見
アマルテアは1892年9月9日、リック天文台の36インチ（91cm）屈折望遠鏡を使用してエドワード・エマーソン・バーナードによって発見されました。[10] [12]これは、直接の肉眼観測（写真ではなく）によって発見された最後の惑星の衛星であり、1610年にガリレオ・ガリレイがガリレオ衛星を発見して以来、木星の最初の新しい衛星でした。 [13]
名前
アマルテアは、ギリシャ神話のニンフ、 アマルテアにちなんで名付けられました。アマルテアは、幼いゼウス（ギリシャ神話のジュピター）をヤギの乳で育てました。[14]ローマ数字での表記は、ジュピターVです。「アマルテア」という名前は、カミーユ・フラマリオンによって最初に提案されました。[15]数十年にわたって非公式に使用されていましたが、1976年までIAUによって正式に採用されませんでした。 [16] [17] 1976年以前は、アマルテアは単にジュピターVとして最もよく知られていました。[8]
軌道
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アマルテアは木星から 181,000 km (木星半径の2.54 倍) の距離を 周回している。アマルテアの軌道は木星の赤道に対して離心率が 0.003、軌道傾斜角が 0.37° である。 [4]軌道傾斜角と軌道離心率がこのようにゼロでないことは、小さいとはいえ内側の衛星としては珍しく、最も内側のガリレオ衛星であるイオの影響で説明できる。過去にアマルテアはイオと平均運動共鳴を何度か経験しており、それが軌道傾斜角と軌道離心率を励起した (平均運動共鳴では、2 つの天体の軌道周期の比はm : nのような有理数である)。[11]
アマルテアの軌道は、衛星から放出された塵で構成されたアマルテア・ゴッサマーリングの外縁付近にある。 [18]
身体的特徴
アマルテアの表面は非常に赤い。[5]この色は、イオ由来の硫黄か、その他の非氷物質によるものと考えられる。 [5] アマルテアの主要斜面には、赤みがかった明るい斑点が見られるが、この色の性質は現在のところ不明である。[5]アマルテアの表面は、木星の他の内側の衛星の表面よりもわずかに明るい。[7]また、先行半球と後続半球の間には大きな非対称性があり、先行半球は後続半球の 1.3 倍明るい。この非対称性は、先行半球への衝突の速度と頻度が高いことが原因であると考えられており、この衝突により、月の内部から明るい物質（おそらく氷）が掘り出される。[7]
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アマルテアは不規則な形をしており、楕円体にすると250 × 146 × 128 kmとなる。[5]このことから、アマルテアの表面積は88,000～170,000平方キロメートル、あるいは130,000平方キロメートル近くになると考えられる。木星の他のすべての内側の衛星と同様に、木星と潮汐固定されており、長軸は常に木星の方向を向いている。[11]表面にはクレーターが多数存在し、そのいくつかは衛星の大きさに比べて極めて大きい。最大のクレーターであるパンは直径100 km、深さは少なくとも8 kmある。[5]もう一つのクレーターであるガイアは直径80 kmで、深さはパンの2倍と考えられる。[5]アマルテアにはいくつかの目立つ明るい斑点があり、そのうち2つには名前が付けられている。これらはLyctos FaculaとIda Faculaで、幅は最大25kmに達し、尾根の端に位置しています。[5]
アマルテアの不規則な形と大きなサイズから、過去にはかなり強くて硬い天体であるという結論が導かれ、[11]氷やその他の弱い物質でできた天体は、自身の重力によって球形に引き寄せられるはずだと論じられた。しかし、2002 年 11 月 5 日、ガリレオ探査機がアマルテアの 160 km 以内に接近し、その軌道の偏向から衛星の質量が算出された (体積は、現存するすべての画像を注意深く分析して、10% 程度の誤差で以前に算出されていた)。[5]最終的に、アマルテアの密度は0.86 g/cm 3と低いことが判明した。[6] [19]そのため、比較的氷の多い天体か、非常に多孔質の「瓦礫の山」、あるいはその中間である可能性が高い。すばる望遠鏡による最近の赤外線スペクトルの測定では、この衛星には確かに含水鉱物が含まれていることが示唆されており、高温の原始木星によって溶けているため、現在の位置では形成されなかったことが示唆されている。[20]そのため、この衛星は惑星から離れた場所で形成されたか、太陽系の天体に捕獲された可能性が高い。[6]このフライバイでは画像は撮影されず（ガリレオのカメラは2002年1月に放射線による損傷のため停止していた）、その他の入手可能な画像の解像度は一般的に低い。
アマルテアは太陽から受ける熱よりもわずかに多くの熱を放射しますが、これはおそらく木星の熱流束（<9 ケルビン）、惑星から反射される太陽光（<5 K）、荷電粒子の衝撃（<2 K）の影響によるものです。[8]これはイオと共有される特徴ですが、理由は異なります。
地質学的特徴の名称
アマルテアには、2つのクレーターと2つの白斑（明るい斑点）の4つの地質学的特徴が命名されている。[21]白斑は、アマルテアの反木星側の尾根の端に位置している。[5]
クレーターはギリシャ神話のゼウスとアマルテアに関連する人物にちなんで名付けられ、斑点状の岩はゼウスに関連する場所にちなんで名付けられています。[22]
木星の環との関係
木星からの潮汐力とアマルテアの低密度と不規則な形状のため、木星に最も近い表面点と最も遠い表面点における脱出速度は1 m/s以下であり、例えば微小隕石の衝突の後、塵は容易にそこから脱出することができる。この塵がアマルテア・ゴッサマー・リングを形成する。[11]
アマルテアの接近通過中、ガリレオ探査機のスタースキャナは、アマルテアの軌道付近で小さな衛星と思われる9つの閃光を検知した。これらは1か所からしか観測されなかったため、実際の距離は測定できなかった。これらの衛星の大きさは、砂利からスタジアムサイズまでさまざまである。その起源は不明だが、現在の軌道に重力で捕獲されたか、アマルテアに隕石が衝突した際に噴出したものである可能性がある。次の最後の軌道（破壊のわずか1時間前）で、ガリレオは同様の衛星をもう1つ検知した。しかし、今回はアマルテアが惑星の反対側にあったため、粒子はアマルテアの軌道付近で惑星の周囲にリングを形成している可能性が高い。[23] [24] [25] [26]
アマルテアからの眺め
木星の「表面」、つまり雲頂のすぐ上から見ると、アマルテアは非常に明るく見え、等級は -4.7 [b]で、地球から見た 金星の等級とほぼ同じです。直径はわずか 5分角で、[c]円盤はほとんど識別できません。アマルテアの公転周期は、親惑星の 1 日よりもわずかに長いだけ (この場合約 20%) で、木星の空を非常にゆっくりと横切ることになります。月の出から月の入りまでの時間は 29 時間以上になります。[b]
科学ジャーナリストのウィリー・レイは、木星観測の拠点としてアマルテアを提案した。木星に近く、ほぼ同期軌道にあり、着陸しやすい小さなサイズだからである。[27]アマルテアの表面から見ると、木星は巨大に見える。 直径46度で[c] 、地球から見た満月の約85倍の幅に見える。アマルテアは同期自転しているため、木星は動いているようには見えず、アマルテアの片側からは見えない。太陽は木星の公転ごとに1時間半ほど木星の影に隠れ、アマルテアの自転周期が短いため、日照時間はわずか6時間未満である。木星は満月の900倍明るく見えるが、その光は8,500倍ほどの広い領域に広がり、表面単位あたりの明るさはそれほど明るく見えない。[b]
探検
1979年、無人宇宙探査機ボイジャー1号とボイジャー2号がアマルテアの表面の特徴を解明する最初の画像を取得しました。[5]また、可視光線と赤外線のスペクトルと表面温度も測定しました。[8]その後、ガリレオ探査機がアマルテアの表面の撮影を完了しました。ガリレオは2002年11月5日にアマルテアの中心から約244km (152マイル)の距離(高度約160～170km)で最後の衛星フライバイを行い、衛星の質量を正確に測定するとともに、ガリレオの軌道を変更して、ミッション終了時の2003年9月に木星に突入するようにしました。[6] 2006年、アマルテアの軌道はニューホライズンズの測定結果によって改良されました。
フィクションでは
アマルテアは、アーサー・C・クラーク、ジェームズ・ブリッシュ、アルカディとボリス・ストルガツキーによる物語を含む、いくつかのSF作品の舞台となっています。
参照
注記
- ^ abcde 他のパラメータに基づいて計算されます。
- ^ abcd 地球から見た既知の距離、大きさ、周期、視等級に基づいて計算されます。木星から見た視等級 m j は、地球上の視等級 m vから、式 m j =m v −log 2.512 (I j /I v ) を使用して計算されます。ここで、I jと I vはそれぞれの明るさ (視等級を参照) であり、逆二乗則に従って増減します。視等級については、http://www.oarval.org/ClasSaten.htm およびJupiter (planet)を参照してください。
- ^ ab 既知の天体の大きさと距離から、2*arcsin(R b /R o ) という式を使って計算されます。ここで、R bは天体の半径、R oはアマルテアの軌道の半径、または木星表面からアマルテアまでの距離です。
参考文献
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外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、アマルテアに関連するメディアがあります。
- NASAの太陽系探査によるアマルテアのプロフィール
- USGS 惑星命名法のページからの Amalthea 命名法
- 木星のアマルテアが意外なほど混乱 – JPL プレスリリース (2002-12-09)
- フランク・ヘティックによる絵画「アマルテアよりの木星」（2002年）。
- アマルテアのアニメーション 3D 形状モデル
