イアペトゥス（月）

イアペトゥスは、イタリア生まれのフランス人天文学者ジョヴァンニ・ドメニコ・カッシーニによって1671年10月に発見された。カッシーニが発見した最初の衛星であり、 1655年にクリスティアーン・ホイヘンスがタイタンを発見して以来、土星の衛星としては2番目に発見された。また、人類史上6番目に発見された地球外衛星でもある。

カッシーニは、イアペトゥスが土星の西側にあったときに発見したが、数か月後に東側で観測しようとしたときは成功しなかった。翌年も同様で、西側では観測できたが、東側ではできなかった。カッシーニは最終的に1705年に改良された望遠鏡を使ってイアペトゥスの東側を観測し、その側では2等級暗いことを発見した。 ^{[ 10 ] [ 11 ]}

カッシーニは、イアペトゥスには明るい半球と暗い半球があり、潮汐固定されているため、常に土星に対して同じ面を向いていると正しく推測した。これは、イアペトゥスが土星の西側にあるときは明るい半球が地球から見え、イアペトゥスが東側にあるときは暗い半球が見えることを意味する。^{[ 12 ]}

イアペトスは、ギリシャ神話の巨人イアペトスにちなんで名付けられました。この名前は、ジョン・ハーシェル（ウィリアム・ハーシェルの息子）が1847年に出版した『喜望峰で行われた天文観測の結果』^{[ 13 ]}の中で提案したもので、彼は土星の衛星を、巨人クロノス（ローマ人が彼らの神サトゥルヌスと同一視した）の兄弟姉妹である巨人族、そして巨人族（巨人族は巨人族よりも小さいが、ゼウスやオリンポスの神々に反抗して巨人族側についた）にちなんで命名することを提唱しました。^{[ 14 ]}

この名前には、ほとんど使われなくなった異形Japetus ^{[ 13 ] [ 15 ]} / ˈ dʒ æ p ɪ t ə s / , [ ^{16 ]が}あり 、形容詞形はJapetian です。^{[ 15 ]}これらは、ラテン語では文字⟨ i ⟩と⟨ j ⟩ の区別がなく、著者がそれらを異なるように表記したために発生しました。

イアペトゥスは最初に発見されたとき、発見者のジョヴァンニ・カッシーニがルイ14世にちなんで名付けた土星の4つの衛星「シデラ・ロドイケア」の1つでした（他の3つはテティス、ディオネ、レア）。しかし、天文学者たちはローマ数字でそれらを指す習慣が定着し、イアペトゥスは当時土星からの距離順に5番目に知られていた土星の衛星であったため、土星Vとなりました。1789年にミマスとエンケラドゥスが発見されると、番号付けの体系が拡張され、イアペトゥスは土星VIIとなりました。1848年にヒュペリオンが発見されると、イアペトゥスは土星VIIIとなり、これは今日でもローマ数字によるイアペトゥスの名称です。^{[ 17 ]}イアペトゥスの地質学的特徴は、一般的にフランスの叙事詩「ローランの歌」の登場人物や場所にちなんで名付けられています。^{[ 17 ]} 

地球以外の惑星の衛星には、天文学文献で記号が与えられたことはありませんでした。準惑星の記号のほとんどを設計したソフトウェアエンジニアのデニス・モスコウィッツは、ギリシャ文字のイオタ（イアペトゥスの頭文字）と土星の記号の曲がった部分を組み合わせたものをイアペトゥスの記号として提案しました（）。この記号は広く使用されていません。^{[ 18 ]}

イアペティアの2つの半球の色の違いは顕著である。先行半球とその側面は暗く（アルベド0.03～0.05）、わずかに赤褐色を帯びているのに対し、後続半球の大部分と極は明るい（アルベド0.5～0.6、エウロパとほぼ同じ明るさ）。そのため、後続半球の見かけの等級は約10.2であるのに対し、先行半球の見かけの等級は約11.9であり、17世紀の最高の望遠鏡の能力を超えている。暗い領域はカッシーニ・レージョと名付けられ、明るい領域は赤道の北にあるロンセスヴォー・テラと南にあるサラゴサ・テラに分けられる。ロンセスヴォー・テラとサラゴサ・テラは互いに似ているが、後者はわずかに赤みを帯びている。^{[ 33 ]}元々の暗い物質はイアペトゥスの外部から来たと考えられているが、現在は主に月の表面の暖かい領域からの氷の昇華による残留物で構成されており、日光にさらされることでさらに暗くなっている。 ^{[ 34 ] [ 35 ] [ 36 ]}原始隕石や彗星の表面に見られる物質に似た有機化合物が含まれている。地球からの観測では炭素質であることが示されており、凍結したシアン化水素ポリマーなどのシアノ化合物が含まれている可能性が高い。

カッシーニ探査機が1,227 km (762 マイル)以内を通過した画像から、カッシーニ領域とテラ領域の両方が多数のクレーターで覆われていることが分かります。^{[ 37 ]}カッシーニ領域と明るい領域の間の遷移帯に散在する明るい物質と暗い物質の色の二分法は、30 メートル (98フィート)の画像解像度まで非常に小さなスケールで存在します。低い領域には暗い物質が、クレーターの弱く照らされた極向きの斜面には明るい物質がありますが、灰色はありません。^{[ 38 ]}カッシーニ探査機のレーダー画像と、非常に小さな隕石の衝突が下の氷を貫通したという事実によると、暗い物質は非常に薄い層で、少なくとも一部の領域ではわずか数十センチメートル (約 1 フィート) の厚さしか^ありません。^{[ 39 ] [ 36 ] [ 40 ]}  

 イアペトゥスは自転周期が79日（公転周期と同じで、土星系で最長）と遅いため、色のコントラストが発達する前から、土星系で昼間の表面温度が最も高く、夜間の温度が最も低かったと考えられます。赤道付近では、暗い物質による熱吸収により、明るい領域では113 K（-160 °C）であるのに対し、暗いカッシーニ領域では昼間の温度が129 K （-144 ° C ）になります。^{[ 36 ] [ 41 ]}この温度差により、氷はカッシーニ領域から優先的に昇華し、明るい領域、特にさらに低温の極に堆積します。地質学的時間スケールでは、これによりカッシーニ領域はさらに暗くなり、イアペトゥスの残りの部分は明るくなり、アルベドのコントラストがますます大きくなる正のフィードバック熱暴走プロセスが発生し、最終的にはカッシーニ領域から露出した氷がすべて失われます。^{[ 36 ]}現在の温度で 10 億年の間に、イアペトゥスの暗い領域では昇華により約20 メートル (70フィート)の氷が失われると推定されていますが、明るい領域では暗い領域から移動する氷は考慮せずに10 cm (4インチ)しか失われません。 ^{[ 41 ] [ 42 ]}このモデルは、明るい領域と暗い領域の分布、灰色の濃淡がないこと、カッシーニ レギオを覆う暗い物質の薄さを説明しています。氷の再分布は、イアペトゥスの弱い重力によって促進されます。つまり、周囲の温度では、水分子はわずか数回のジャンプで一方の半球からもう一方の半球に移動できます。^{[ 36 ]}       

しかし、熱フィードバックを開始させるには、色の分離という別のプロセスが必要となるだろう。初期の暗い物質は、逆行軌道にある小さな外側の衛星から隕石によって吹き飛ばされ、イアペトゥスの先行半球に掃き集められた破片であると考えられている。このモデルの中心は30年ほど前のものだが、2007年9月のフライバイによって復活した。^{[ 34 ] [ 35 ]}

イアペトゥスの軌道外にある軽い破片は、微小隕石の衝突によって衛星の表面から剥がれ落ちたものか、衝突によって生成されたものかにかかわらず、軌道が減衰するにつれて螺旋状にイアペトゥスに引き寄せられるだろう。それは日光にさらされて暗くなっただろう。そのような物質のうち、イアペトゥスの軌道を横切ったものの一部は、その先行半球に掃き集められ、それを覆っただろう。このプロセスによってアルベドにわずかなコントラストが生じ、それによって温度のコントラストが生じると、上述の熱フィードバックが作用し、コントラストが強調されただろう。^{[ 35 ] [ 36 ]}この仮説を裏付けるものとして、外因性堆積と熱水再分配プロセスの単純な数値モデルは、イアペトゥスの二色外観を正確に予測することができる。^{[ 36 ]}実際、イアペトゥスの先行半球と後続半球の間には微妙な色の二分法があり、前者はより赤みがかっているが、これは両半球の明るい領域と暗い領域を比較することで観察できる。^{[ 35 ]}カッシーニ・レギオの楕円形とは対照的に、色のコントラストは半球の境界にほぼ沿っており、色の異なる領域間のグラデーションは数百キロメートルのスケールで徐々に変化している。^{[ 35 ]}イアペトゥスの内側にある次の衛星、混沌とした回転をするハイペリオンもまた、珍しい赤みがかった色をしている。

このような落下物質の最大の貯蔵庫は、外衛星の中で最大のフェーベです。フェーベの組成はイアペトゥスの暗い半球よりも明るい半球の組成に近いものの、 ^{[ 43 ]}フェーベからの塵はアルベドのコントラストを確立するのに必要なだけであり、おそらく後の昇華によって大部分が隠されてしまったと考えられます。フェーベの軌道面と軌道面のすぐ内側に希薄な円盤状物質が発見されたことが2009年10月6日に発表され、 ^{[ 44 ]}このモデルを裏付けています。^{[ 45 ]}この円盤は土星の半径の128倍から207倍に広がっており、フェーベは平均して土星の半径の215倍の距離を公転しています。これはスピッツァー宇宙望遠鏡で検出されました。

イアペトゥスの現在の三軸測定では、半径方向の寸法は746 km × 746 km × 712 km (464 mi × 464 mi × 442 mi)で、平均半径は734.5 ± 2.8 km (456.4 ± 1.7 mi)です。^{[ 5 ]}しかし、イアペトゥスの表面全体がまだ十分な解像度で画像化されていないため、これらの測定値はキロメートルスケールでは不正確である可能性があります。観測された扁平度は、イアペトゥスの自転周期が約 16 時間であれば静水圧平衡と一致しますが、そうではありません。現在の自転周期は 79 日です。^{[ 46 ]}このことの考えられる説明は、イアペトゥスの形状は形成直後に厚い地殻の形成によって固定され、その後潮汐散逸により自転が減速し続け、最終的に潮汐固定されたということです。^{[ 29 ]}                

イアペトゥスのもう一つの謎は、カッシーニ・レギオの中心に沿って走る赤道尾根で、長さ約1,300 km (810マイル)、幅20 km (12マイル)、高さ13 km (8.1マイル)である。この尾根は、ボイジャー2号による衛星の極域の画像から存在が推測されていたが、2004年12月31日にカッシーニ探査機がイアペトゥスを撮影した際に発見された。^{[ 47 ]}尾根の峰々は周囲の平原から20 km (12マイル)以上もそびえ立ち、太陽系で最も高い山々のいくつかとなっている。この尾根は、孤立した峰々、 200 km (120マイル)を超えるセグメント、3つのほぼ平行な尾根を持つセクションなどを含む複雑なシステムを形成している。 ^{[ 48 ]}明るい領域内には尾根はないが、赤道に沿って孤立した10 km (6.2マイル)の峰々が連なっている。 ^{[ 49 ]}この尾根系はクレーターが多く、それが古代のものであることを示している。目立つ赤道の膨らみがイアペトゥスをクルミのような外観にしている。            

この尾根がどのように形成されたかは明らかではない。難点の一つは、なぜそれが赤道にほぼ完全に沿っているのかを説明することである。多くの仮説があるが、尾根がカッシーニ・レギオに限定されている理由を説明できるものはない。理論としては、尾根はイアペトゥスの初期の生活における扁平な形状の名残である、環系の崩壊によって形成された、イアペトゥスの内部から湧き出る氷の物質によって形成された、あるいは対流転覆の結果である、などがある。^{[ 50 ]}