不規則な月

天文学において、不規則衛星、不規則衛星、不規則自然衛星は、遠方で傾斜しており、多くの場合は高度に楕円で逆行する軌道をたどる自然衛星である。これらの衛星は、その周りを周回する軌道で形成された通常の衛星とは異なり、親惑星に捕獲されている。不規則衛星は、同様に不規則な軌道をとることが多いものの、最終的には離れてしまう一時的な衛星とは異なり、軌道が安定している。この用語は形状を指すものではない。たとえば、トリトンは丸い衛星であるが、その軌道と起源により不規則衛星であると考えられている。

2024年2月現在、4つの外惑星（木星、土星、天王星、海王星）^{[アップデート]}すべてを周回する不規則衛星は228個知られている。各惑星で最大のものは、木星のヒマリア、土星のフェーベ、天王星のシコラクス、海王星のトリトンである。トリトンは不規則衛星としてはかなり珍しいため、これを除けば、ネレイドが海王星を周回する最大の不規則衛星となる。現在、不規則衛星は太陽系の歴史の初期に、近くの惑星に捕獲される前は太陽を周回していた独立した天体であったと考えられている。別の説では、不規則衛星はカイパーベルトのさらに外側で発生し^[1]、別の恒星が接近した後に捕獲されたと示唆している^[2]。

不規則衛星の正確な定義は広く受け入れられていません。非公式には、衛星が惑星から十分に離れているため、その軌道面の歳差運動が主に太陽、他の惑星、または他の衛星によって制御されている場合、その衛星は不規則であると見なされます。^[4]

実際には、衛星の半長軸は惑星のヒル球（つまり、その重力の影響範囲）の半径と比較される。不規則衛星の半長軸は0.05 より大きく、遠点は0.65 まで伸びる。^[3]ヒル球の半径は隣の表に示されている。天王星と海王星は質量が小さいにもかかわらず、太陽から遠いため、木星と土星よりもヒル球の半径が大きい。しかし、半長軸が0.47 を超える不規則衛星は知られていない。^[5]${\displaystyle r_{H}}$${\displaystyle r_{H}}$${\displaystyle r_{H}}$${\displaystyle r_{H}}$

地球の月は例外のようである。月は、その歳差運動が主に太陽によって制御され^[要出典]、その半長軸が地球のヒル球の半径の 0.05 より大きいにもかかわらず、通常は不規則衛星としてリストされない。一方、海王星のトリトンは、おそらく捕獲された物体であり、海王星のヒル球の半径の 0.05 以内にあるにもかかわらず、通常は不規則衛星としてリストされるため、トリトンの歳差運動は主に太陽ではなく海王星の扁平率によって制御されます。^[5]海王星のネレイドと土星のイアペトゥスは、半長軸が親惑星のヒル球の半径の 0.05 に近い。ネレイド（非常に偏心した軌道を持つ）は通常不規則衛星としてリストされるが、イアペトゥスはそうではない。

知られている不規則衛星の軌道は非常に多様ですが、一定のパターンがあります。逆行軌道は順行軌道よりもはるかに一般的です (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、傾斜角が 26° 未満の不規則衛星はなく、傾斜角が 170° を超えるのは土星系だけです。さらに、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するグループがいくつか特定されています。^[5]

惑星からの距離を考えると、外側の衛星の軌道は太陽によって大きく乱され、軌道要素は短い間隔で大きく変化します。たとえば、パシファエの軌道長半径は2年（1周）で1.5 Gmも変化し、傾斜角は約10°、離心率は24年（木星の公転周期の2倍）で0.4も変化します。^[6]そのため、平均軌道要素（時間にわたって平均したもの）は、特定の日付での接触要素ではなく、グループを識別するために使用されます。（同様に、適切な軌道要素は小惑星の家族を決定するために使用されます。）

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、木星と海王星のトロヤ群、および灰色カイパーベルト天体は同様の起源を持つと思われる。^[7]）。あるいは、太陽の近くを通過する恒星によって太陽系外天体が注入され、注入されたTNOの一部が巨大惑星に捕獲された可能性がある。^[8]これが起こるには、少なくとも次の3つのうち1つが起こる必要がある。

• エネルギーの散逸（例えば、原始ガス雲との相互作用）
• 短期間（数千年）で、惑星のヒル球が大幅に（40％）拡大した
• 三体相互作用におけるエネルギーの移動。これには次のようなことが関係します。
  • 飛来する物体と衛星が衝突（または接近）し、その結果、飛来する物体はエネルギーを失って捕獲される。
  • 接近する連星系と惑星（あるいは既存の衛星）が接近し、その結果、連星系の一部が捕獲される。このような経路はトリトンの場合に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、同様の軌道をたどる小さな衛星の集まりが生じる可能性がある。共鳴により軌道がさらに変化し、これらの集まりが認識しにくくなる可能性がある。

不規則衛星の現在の軌道は、遠心点付近での大きな摂動にもかかわらず安定している。^[10] 多くの不規則衛星がこのように安定している理由は、それらが永年共鳴またはコザイ共鳴で軌道を回っているためである。^[11]

さらに、シミュレーションでは次の結論が示されています。

• 傾斜角が50°から130°の軌道は非常に不安定で、離心率が急速に増加し、衛星が失われる可能性がある^[6]
• 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離れた場所にある）

離心率が大きくなると、近点が小さくなり、遠点が大きくなり、衛星は通常の（より大きな）衛星の領域に入り、衝突や接近により失われたり、放出されたりします。あるいは、遠点が大きくなると太陽による摂動が大きくなり、衛星はヒル球の外に押し出されます。

逆行衛星は順行衛星よりも惑星から遠く離れていることがあります。詳細な数値積分により、この非対称性が示されました。限界は傾斜角と離心率の複雑な関数ですが、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しますが、逆行軌道の場合は 0.67 r H}まで安定する可能性があります。

順行衛星の場合、軌道長半径の境界は驚くほどはっきりしている。0.5 r _Hに配置された順行円軌道 (傾斜 = 0°) 上の衛星は、わずか 40 年で木星を離れる。この効果は、いわゆる遠心共鳴によって説明できる。惑星が月を最も弱く捕らえる衛星の遠心点は、太陽の位置と共鳴して固定される。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す。^[10]

順行衛星と逆行衛星の非対称性は、惑星とともに回転するフレーム内のコリオリの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、加速度は外側を向き、逆行衛星の場合は内側を向き、衛星を安定させます。^[12]

太陽中心軌道からの小惑星の捕獲は必ずしも永続的ではない。シミュレーションによると、一時的な衛星はよくある現象であるはずである。^{[13] [14]} 観測された唯一の例は、 2006年と2020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と2020 CD 3である。^{[15] [16] [17]}

同じ大きさの物体でも地球からの距離が遠い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く、より小さな衛星も存在する可能性はあるがまだ観測されていない。この観測上の偏りを考慮すると、4 つの巨大惑星すべてにおいて不規則衛星の大きさの分布は同様であると思われる。

小惑星や類似の天体のサイズ分布は、べき乗法則として表すことができます。つまり、大きな天体よりも小さな天体のほうが多く、サイズが小さいほど、天体の数が多くなります。特定のサイズ より小さい直径を持つ天体の数 を表す数学的関係は、次のように近似されます。 ${\displaystyle N\,\!}$${\displaystyle D\,\!}$

${\displaystyle {\frac {dN}{dD}}\sim D^{-q}}$qは傾きを定義します。

qの値は観察によって決定されます。

不規則衛星の場合、 10～100 kmの大きさ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峻なべき乗則（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のべき乗則は、検出限界の約400 mまで、q ≃ 2.5と比較的緩やかである。したがって、木星には600+600
−300直径400メートル以上の衛星。^[18]

比較すると、カイパーベルトの大きな天体の分布ははるかに急峻です ( q ≈ 4)。つまり、直径 1,000 km の天体 1 つにつき、直径 100 km の天体が 1,000 個存在しますが、この分布がどこまで広がっているかは不明です。天体集団のサイズ分布から、捕獲、衝突と分裂、集積のいずれによるものであっても、その起源についての洞察が得られる可能性があります。

^† 100 km の物体 1 つにつき、10 km の物体が 10 個見つかります。

各巨大惑星の周りには、不規則衛星系全体の4分の3以上の質量を占める不規則衛星が1つある。木星のヒマリア（約75%）、土星のフェーベ（約98%）、天王星のシコラクス（約90%）、海王星のネレイド（約98%）である。ネレイドは不規則衛星全体の中でも最も多く、不規則衛星全体の約3分の2の質量を占めている。フェーベが約17%、シコラクスが約7%、ヒマリアが約5%を占め、残りの衛星を合わせると約4%になる。（この議論ではトリトンは含まれていない。）^[5]

不規則衛星の色は、色指数を使って調べることができます。色指数とは、青(B)、可視光、つまり黄緑 (V)、赤(R) のフィルターを通して見た天体の見かけの明るさの差を測る単純な尺度です。不規則衛星の観測色は、中間色 (灰色がかった) から赤みがかった色 (ただし、カイパーベルト天体の一部ほど赤くはありません) までさまざまです。

各惑星の系はわずかに異なる特徴を示す。木星の不規則小惑星は灰色からわずかに赤みがかっており、C、P、D型小惑星と一致している。^[20]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る（後のセクションを参照）。土星の不規則小惑星は木星の不規則小惑星よりもわずかに赤い。

天王星の大きな不規則衛星（シコラクスとカリバン）は明るい赤色であるのに対し、より小さなプロスペロとセテボスは灰色であり、海王星の衛星ネレイドとハリメデも同様である。^[21]

現在の解像度では、ほとんどの衛星の可視および近赤外線スペクトルは特徴がないように見えます。これまでのところ、フェーベとネレイドには水氷があると推測されており、ヒマリアには水質変化に起因する特徴が見つかりました。^{[引用が必要]}

通常の衛星は通常、潮汐ロックされている（つまり、その軌道は自転と同期しており、親惑星に対して片面のみを向いている）。対照的に、不規則衛星の潮汐力は惑星からの距離を考えると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、ネレイドでは、自転周期がわずか10時間の範囲であることが測定されている（これらの衛星の公転周期は数百日であるのに対し）。このような自転速度は、小惑星に典型的なものと同じ範囲である。^[要出典]トリトンは、はるかに大きく、親惑星に近いため、潮汐ロックされている。

いくつかの不規則衛星は、いくつかの衛星が同じような軌道を共有する「グループ」をなして周回しているように見える。これらの天体は衝突ファミリー、つまり分裂した大きな天体の一部であるというのが有力な説である。

単純な衝突モデルは、速度インパルスΔv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、観測された分散を作成するために必要なΔvを推定できます。数十メートル/秒（5〜50 m / s）のΔvは、分裂によって発生す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動的グループを識別し、分裂からの共通起源の可能性を評価することができます。^[22]

軌道の分散が広すぎる場合（つまり、数百m/sのオーダー のΔvが必要になる場合）

• 衝突が複数回発生すると想定される、つまりクラスターをさらにグループに分割する必要がある
• あるいは、例えば共鳴から生じる衝突後の重大な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のデータが均一であることは、共通の起源を示す強力な根拠となります。しかし、利用可能なデータの精度が低いため、統計的に有意な結論を導き出すことが難しい場合が多くあります。さらに、観測された色は、必ずしも衛星の全体的な構成を表すものではありません。

通常、次のグループがリストされます（同質の色を表示する動的にタイトなグループは太字でリストされます）

• 順行衛星
  • ヒマリア群の平均傾斜角は28°である。それらは力学的に閉じ込められている（Δ v ≈ 150 m/s）。それらは可視波長（ C型小惑星に似た中性色を持つ）と近赤外線波長で均質である^[23]
  • 順行衛星テミスト、カルポ、ヴァレトゥドは、既知のどのグループにも属していません。

• 逆行衛星
  • カルメ グループの平均傾斜角は 165° です。力学的に密です (5 < Δ v < 50 m/s)。色は非常に均質で、各メンバーはD 型小惑星の祖先と一致する明るい赤色を呈しています。
  • アナンケグループの平均傾斜角は 148° です。軌道パラメータの分散はほとんどありません (15 < Δ v < 80 m/s)。アナンケ自体は明るい赤色で表示されますが、グループの他のメンバーは灰色です。
  • パシファエ グループは非常に分散しています。パシファエ自体は灰色に見えますが、他のメンバー (カリロエ、メガクリテ) は明るい赤色です。

シノペはパシファエグループに含まれることもあるが、赤く、傾斜角の違いを考慮すると独立して捉えられる可能性がある。^{[20] [24]パシファエとシノペは木星との}永年共鳴 にも閉じ込められている。^{[10] [22]}

土星の衛星については、一般的に次のようなグループ分けが挙げられます。

• 順行衛星
  • ガリア群の平均傾斜角は34°である。軌道は力学的にタイト（Δ v ≈ 50 m/s）で、色は淡い赤色である。可視光と近赤外線の波長の両方で色は均一である。^[23]
  • イヌイットグループの平均軌道傾斜角は 46° です。軌道は広範囲に分散していますが (Δ v ≈ 350 m/s)、物理的には均一で、明るい赤色をしています。
• 逆行衛星
  • ノルズ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。以下の細分化が調査されている。
    • フェーベ群の平均傾斜角は174°である。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。
    • スカティグループはノルウェーグループのサブグループである可能性がある。

• 
  土星のイヌイット衛星群のアニメーション
     キビウク ·    イジラク ·    パリアック ·    シアルナク ·   タルケク
• 
  フィービーの軌道のアニメーション。
     土星 ·    フィービー ·   タイタン

現在わかっていることによると、天王星と海王星を周回する不規則衛星の数は、木星と土星の数よりも少ない。しかし、これは単に天王星と海王星の方が距離が長いため観測が困難なだけであると考えられている。右の表は、アルベドを 0.04 と仮定して、現在の技術で検出できる衛星の最小半径(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存在することはほぼ間違いない。

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難しい。軌道パラメータの分散を考慮すると、高い衝撃（Δ v ≈ 300 km）が必要となり、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は矛盾するため、天王星の逆行不規則小惑星の起源は単一ではないと思われる。代わりに、2つのグループが存在すると推測されている：^[20]

• カリバングループ
• シコラックスグループ

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明確に区別されています（3σの信頼度）。^[25] 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ていません。カリバンとシコラックスは明るい赤に見えますが、小さな衛星は灰色に見えます。^[21]

海王星については、プサマテとネソが共通の起源を持つ可能性があることが指摘されている。^{[26]類似した（灰色の）色を考慮すると、}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 。 ^[21]太陽系の年齢にわたって、この2つの衛星は衝突する確率が非常に高い（41％）。^[27]

現在までに宇宙船が接近訪問した唯一の不規則衛星は、それぞれ海王星と土星の不規則衛星の中で最大のトリトンとフェーベである。トリトンは1989 年にボイジャー 2 号によって撮影され、フィービーは 2004 年にカッシーニ探査機によって撮影されました。ボイジャー2 号は 1989 年に海王星のネレイドの遠距離画像も撮影し、カッシーニは2000 年に木星のヒマリアの遠距離低解像度画像を撮影しました。ニュー ホライズンズは木星のヒマリア、エララ、カッシーニのミッションを通じて、アルビオリクス、ベビオン、ベルゲルミル、ベストラ、エリアポス、フォルヨット、グライプ、ハティ、ヒュロッキン、イジラク、カリ、キヴィウク、ローゲ、ムンディルファリ、ナルヴィ、パーリアクなどの多くの土星不規則星が遠くから観察された。シアルナク、スカシ、スコール、Suttungr、Tarqeq、Tarvos、Thrymr、およびYmir です。^[5]

天問4号ミッション（2029年打ち上げ予定）は、木星の通常の衛星カリストに焦点を当てる予定だが、カリストンの軌道に落ち着く前に、いくつかの不規則な木星の衛星を通過する可能性がある。^[28]

• 
  木星の不規則衛星 71 個 (比較のためにカリストも掲載。他のガリレオ衛星も中心近くに見えますが、明示的にラベル付けされていません)。2021 年時点のデータ。
• 
  土星の不規則衛星 122 個 (比較対象としてタイタン、ヒュペリオン、イアペトゥスを含む)。2023 年時点のデータ。
• 
  天王星の9つの不規則衛星。2021年時点のデータ。
• 
  海王星の6つの不規則衛星（トリトンを除く）。2021年時点のデータ。

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