不規則な月

既知の不規則衛星の軌道は非常に多様ですが、一定のパターンが存在します。逆行軌道は順行軌道よりもはるかに多く（83%）、軌道傾斜角が60°を超える衛星（逆行衛星の場合は130°未満）は知られていません。さらに、ネレイドを除いて、軌道傾斜角が26°未満の不規則衛星はなく、170°を超える軌道傾斜角は土星系でのみ見られます。加えて、1つの大きな衛星がいくつかの小さな衛星と似た軌道を共有しているグループもいくつか特定できます。^{[ 6 ]}

惑星からの距離を考えると、外側の衛星の軌道は太陽の影響を大きく受け、軌道要素は短期間で大きく変化します。例えば、パシファエの軌道長半径は2年間（1回の公転）で最大150万km、軌道傾斜角は約10°、離心率は24年間（木星の公転周期の2倍）で最大0.4も変化します。^{[ 7 ]}そのため、特定の日付における接触軌道要素ではなく、平均軌道要素（時間平均）を用いてグループ分けを行います。（同様に、小惑星のファミリーを決定するには、固有軌道要素を用います。）

不規則衛星は太陽中心軌道から捕獲された可能性がある。（実際、巨大惑星の不規則衛星、木星トロヤ群と海王星トロヤ群、および灰色カイパーベルト天体は同様の起源を持つようだ。）^{[ 8 ]}あるいは、太陽に接近する恒星によって太陽系外縁天体が注入され、注入された太陽系外縁天体の一部が巨大惑星に捕獲された可能性もある。^{[ 2 ]}これが起こるためには、少なくとも次の3つのうち1つが起こる必要がある。

• エネルギー散逸（例えば、原始ガス雲との相互作用において）
• 短期間（数千年）で惑星のヒル圏が大幅に（40%）拡大する
• 三体相互作用におけるエネルギー伝達。これには以下が含まれる可能性がある。
  • 飛来する天体と人工衛星との衝突（または接近遭遇）により、飛来する天体がエネルギーを失い、衛星に捕獲される現象。
  • 接近する連星天体と惑星（あるいは既存の衛星）との接近遭遇により、連星の一方の構成要素が捕獲される。このような経路がトリトンにとって最も可能性が高いと示唆されている。^{[ 9 ]}

捕獲後、衛星の一部は分裂し、似たような軌道をたどる小さな衛星のグループが形成される可能性がある。共鳴によって軌道がさらに変化し、これらのグループの識別が難しくなる可能性もある。

不規則衛星の現在の軌道は、遠点付近で大きな摂動があるにもかかわらず安定している。^{[ 10 ]} 多くの不規則衛星のこの安定性の原因は、それらが永年共鳴またはコザイ共鳴で公転しているという事実である。^{[ 11 ]}

さらに、シミュレーション結果から以下の結論が得られた。

• 軌道傾斜角が50°から130°の間の軌道は非常に不安定で、離心率が急速に増加し、衛星が失われる^{[ 7 ]。}
• 逆行軌道は順行軌道よりも安定している（安定した逆行軌道は惑星からより遠い場所に見られる）。

軌道離心率が増加すると、近点距離は小さくなり、遠点距離は大きくなります。衛星は正弦（より大きな）衛星の領域に入り込み、衝突や接近遭遇によって失われたり、軌道から放出されたりします。あるいは、遠点距離が大きくなるにつれて太陽による摂動が増大し、衛星はヒル球の外側へと押し出されます。

逆行衛星は順行衛星よりも惑星から遠い位置に存在することが多い。詳細な数値積分により、この非対称性が明らかになっている。限界は軌道傾斜角と離心率の複雑な関数であるが、一般的に、軌道長半径が 0.47 r _{H (ヒル球半径) までの順行軌道は安定する可能性があるのに対し、逆行軌道の安定性は 0.67 r H}まで及ぶ可能性がある。

_{順行衛星の場合、軌道長半径の境界は驚くほど急峻です。0.5 r H}に配置された順行円軌道 (傾斜角 = 0°) の衛星は、わずか 40 年で木星を離れます。この効果は、いわゆるエベクション共鳴によって説明できます。惑星が月をつかむ力が最も弱い衛星の遠点が、太陽の位置と共鳴します。摂動の影響は通過するたびに蓄積され、衛星をさらに外側に押し出します。^{[ 10 ]}

順行衛星と逆行衛星の間の非対称性は、惑星とともに回転する座標系におけるコリオリ加速度によって非常に直感的に説明できます。順行衛星の場合、加速度は外向きに、逆行衛星の場合は内向きに働き、衛星を安定させます。^{[ 12 ]}

小惑星が太陽中心軌道から捕獲されても、必ずしも永続的なものではありません。シミュレーションによると、一時的な衛星は一般的な現象であるはずです。^{[ 13 ] [ 14 ]}観測された唯一の例は、 2006年、 2020年、 2022年にそれぞれ発見された地球の一時的な衛星である2006 RH 120、2020 CD 3、2022 NX 1です。 ^{[ 15 ] [ 16 ] [ 17 ] [ 18 ]}

同じ大きさの天体でも、地球からの距離が遠くなるほど観測が難しくなるため、天王星と海王星の既知の不規則衛星は、木星と土星の不規則衛星よりも大きい。より小さい衛星も存在する可能性はあるが、まだ観測されていない。こうした観測上の偏りを考慮すると、不規則衛星の大きさの分布は、これら4つの巨大惑星すべてにおいて類似しているように見える。

小惑星や多くの類似した天体群のサイズ分布はべき乗則で表すことができる。すなわち、小さい天体は大きい天体よりもはるかに多く、サイズが小さいほど天体の数は多くなる。天体の数を表す数学的関係は、${\displaystyle N\,\!}$特定のサイズよりも直径が小さい、${\displaystyle D\,\!}$は次のように近似されます。

$\displaystyle {\frac {dN}{dD}}\sim D^{-q}}$qは傾きを定義する。

qの値は観測によって決定される。

不規則衛星の場合、10～100 km のサイズでは緩やかなべき乗則 ( q ≃ 2 ) が観測されるが、10 km 未満の天体ではより急なべき乗則 ( q ≃ 3.5 )が^観測される^。2010年^にカナダ・フランス・ハワイ望遠鏡で撮影された画像の分析によると、木星の小型逆行衛星群の検出限界 ≈ 400 m までのべき乗則は比較的緩やかで、q ≃ 2.5 である。したがって、木星は    直径400m以上の衛星が600個、+600個、-300個存在する。 ^{[ 19 ]}

比較のために述べると、大型カイパーベルト天体の分布ははるかに急勾配である（q ≈ 4）。つまり、直径1000kmの天体1個に対して、 直径100kmの天体が1000個存在する 。ただし、この分布がどこまで広がっているかは不明である。天体群のサイズ分布は、捕獲、衝突と分裂、あるいは集積など、その起源に関する洞察を与えてくれる可能性がある。

それぞれの巨大惑星の周囲には、不規則衛星系全体の質量の4分の3以上を占める、圧倒的な存在感を放つ不規則衛星が1つ存在します。木星のヒマリア（約75%）、土星のフェーベ（約98%）、天王星のシコラックス（約90%）、海王星のネレイド（約98%）です。ネレイドは不規則衛星全体の中でも圧倒的な存在感を放ち、すべての不規則衛星の質量の約3分の2を占めています。フェーベは約17%、シコラックスは約7%、ヒマリアは約5%を占め、残りの衛星を合わせると約4%になります。（この議論では、トリトンは含まれません。）^{[ 6 ]}

不規則衛星の色は、色指数を用いて研究することができる。色指数とは、青色（B）、可視光（緑黄色）（V）、赤色（R）の各フィルターを通して見た天体の見かけの等級の差を単純に測定したものである。不規則衛星の観測される色は、中性（灰色がかった）から赤みがかった色まで様々である（ただし、一部のカイパーベルト天体ほど赤くはない）。

各惑星系はそれぞれわずかに異なる特徴を示します。木星の不規則小惑星は灰色からわずかに赤みを帯びており、C、P、D型小惑星と一致しています。^{[ 21 ]}いくつかの衛星群は同様の色を示すことが観測されています（後のセクションを参照）。土星の不規則小惑星は木星のものよりわずかに赤みが強いです。

天王星の大きな不規則衛星（シコラックスとカリバン）は薄い赤色で、小さなプロスペロとセテボスは灰色で、海王星の衛星ネレイドとハリメデも同様である。^{[ 22 ]}

現在の解像度では、ほとんどの衛星の可視光および近赤外線スペクトルには特徴がほとんど見られない。これまでのところ、フェーベとネレイドには水氷が存在すると推測されており、ヒマリアには水による変質に起因する特徴が発見されている。

通常の衛星は通常、潮汐固定されています（つまり、軌道が自転と同期しているため、常に片面だけが親惑星に向いています）。一方、不規則衛星は惑星からの距離が遠いため、潮汐力は無視できるほど小さく、最大の衛星であるヒマリア、フェーベ、シコラックス、ネレイドの自転周期はわずか10時間程度であることが測定されています（数百日の公転周期と比較すると）。このような自転速度は、小惑星に典型的な範囲と同じです。トリトンははるかに大きく、親惑星に近いため、潮汐固定されています。

単純な衝突モデルは、速度インパルスΔ vが与えられた場合の軌道パラメータの可能な分散を推定するために使用できます。これらのモデルを既知の軌道パラメータに適用すると、観測された分散を生み出すために必要なΔ vを推定できます。 Δ vは、分裂によって毎秒数十メートル (5〜50  m/s) になる可能性があります。これらの基準を使用して不規則衛星の力学的グループを特定し、分裂による共通の起源の可能性を評価することができます。^{[ 23 ]}

軌道の分散が大きすぎる場合（つまり、Δvが数百m/sのオーダーになる場合）：

• 複数の衝突を想定する必要がある、つまりクラスターをさらにグループに細分化する必要がある。
• あるいは、例えば共鳴現象に起因するような、衝突後の著しい変化を仮定する必要がある。

衛星の色とスペクトルが分かっている場合、特定のグループに属するすべての衛星でこれらのデータが均一であることは、共通の起源を持つという有力な根拠となる。しかし、利用可能なデータの精度が低い場合、統計的に有意な結論を導き出すことはしばしば困難である。さらに、観測された色は必ずしも衛星全体の構成を代表するものではない。

通常、以下のグループ分けが示されます（均質な色で表示される動的に緊密なグループは太字で表示されます）。

• プログレード衛星
  • ヒマリア群は平均傾斜角が28°である。それらは動的に閉じ込められている（Δv ≈ 150 m/s）。可視光波長（ C型小惑星に似た中性色）および近赤外線波長では 均質である。^{[ 24 ]}
  • 順行衛星テミストとヴァレトゥードは、既知のどのグループにも属していない。
• 逆行衛星
  • カルメ群は平均傾斜角が165°で、運動学的に非常に緊密な関係にある（5 < Δ v < 50 m/s）。また、色彩は非常に均質で、各小惑星はD型小惑星の 起源と一致する淡い赤色を呈している。
  • アナンケ群は平均軌道傾斜角が148°で、軌道パラメータのばらつきは小さい（15 < Δ v < 80  m/s）。アナンケ自体は薄い赤色に見えるが、他の群星は灰色に見える。
  • パシファエ属は非常に分散している。パシファエ属自体は灰色に見えるが、他の属（カリロエ属、メガクリテ属）は淡い赤色をしている。

シノペは、パシファエ群に含まれることもあり、赤色で、傾斜角の違いから、独立して捕獲される可能性がある。^{[ 21 ] [ 25 ]}パシファエとシノペは、木星との永年共鳴 にも捕らえられている。^{[ 10 ] [ 23 ]}

土星の衛星は、一般的に以下のグループに分類されます。

• プログレード衛星
  • ガリア群は平均傾斜角が34°である。これらの軌道は力学的にタイトであり（Δv ≈ 50  m/s）、色は淡い赤色である。可視光と近赤外線波長の両方で色は均一である。^{[ 24 ]}
  • イヌイット族の惑星群は、平均軌道傾斜角が46°である。軌道は広範囲に分散している（Δv ≈ 350  m/s）が、物理的には均質であり、淡い赤色をしている。
• 逆行衛星
  • ノルマン群は主に命名目的で定義されており、軌道パラメータは非常に広範囲に分散している。以下のサブディビジョンが調査されている。
    • フェーベ群は平均傾斜角が174°で、このサブグループも広範囲に分散しており、さらに少なくとも2つのサブサブグループに分けられる可能性がある。
    • スカティ語族は、ノルマン語族の下位グループである可能性がある。

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  土星の衛星群であるキヴィウク、イジラク、パーリアク、シアナク、タルケクのアニメーション              
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  フィービーの軌道アニメーション。土星・フィービー・タイタン        

現在の知見によれば、天王星と海王星を周回する不規則衛星の数は、木星と土星を周回する不規則衛星の数よりも少ない。しかし、これは天王星と海王星の距離が大きいため観測が困難であることに起因すると考えられている。右の表は、アルベドを0.04と仮定した場合、現在の技術で検出可能な衛星の最小半径（r _min ）を示している。したがって、まだ観測されていない小さな天王星と海王星の衛星がほぼ確実に存在すると考えられる。

数が少ないため、グループ分けについて統計的に有意な結論を出すことは困難です。 天王星の逆行不規則星の単一の起源は、高いインパルス (Δ v ≈ 300  km) を必要とする軌道パラメータのばらつきを考慮するとありそうにありません。これは、衝突体の直径が大きい (395  km) ことを意味し、破片のサイズ分布と矛盾します。 代わりに、2 つのグループの存在が推測されています。^{[ 21 ]}

• カリバングループ
• シコラックス群

これら2つのグループは、天王星からの距離と離心率において（3σの信頼度で）明確に区別される。^{[ 26 ]} しかし、これらのグループ分けは観測された色によって直接裏付けられるものではない。カリバンとシコラックスは薄い赤色に見えるのに対し、より小さな衛星は灰色に見える。^{[ 22 ]}

海王星については、プサマテとネソの起源が共通している可能性が指摘されている。^{[ 27 ]}似たような（灰色の）色をしていることから、 ハリメデはネレイドの破片である 可能性も示唆されている。^{[ 22 ]}この2つの衛星は、太陽系の年齢の間、非常に高い確率（41%）で衝突したことがある。^{[ 28 ]}