木星の衛星

2024年2月5日現在、木星の軌道が確認されている衛星は95個ある。^{[1] [注 1]}この数には、内側の衛星から分離したと考えられる1メートルサイズの小衛星の数や、望遠鏡でほんの一瞬だけ捉えられた、おそらく1キロメートルサイズの外側の不規則衛星の数百個は含まれていない。^[4]木星の衛星はすべて合わせて木星系と呼ばれる衛星系を形成している。衛星の中で最も重いのは4つのガリレオ衛星、イオ、エウロパ、ガニメデ、カリストで、1610年にガリレオ・ガリレイとシモン・マリウスによって独立に発見され、地球でも太陽でもない天体を周回する最初の天体となった。もっと最近では、1892年以降、はるかに小さな木星衛星が数十個発見され、ローマ神ジュピターやギリシャ神話のゼウスの恋人（または他の性的パートナー）や娘にちなんで名付けられている。ガリレオ衛星は木星を周回する天体の中では群を抜いて最大かつ最も質量が大きく、残りの91個の既知の衛星と環を合わせても、木星を周回する全質量のわずか0.003%を占めるに過ぎない。 ^{[アップデート]}

木星の衛星のうち8つは、木星の赤道面に対して大きく傾いていない順行軌道およびほぼ円軌道をとる通常衛星である。ガリレオ衛星は、惑星質量のためほぼ球形をしており、太陽の周りを直接公転していれば主要惑星と見なされる程度の質量である。他の4つの通常衛星は内側衛星と呼ばれ、はるかに小さく木星に近い。これらは木星の環を構成する塵の発生源となっている。木星の残りの衛星は外側の不規則衛星であり、順行軌道および逆行軌道は木星からかなり離れており、傾斜と離心率が大きい。これらの衛星のうち最大のものは、おそらく木星に太陽軌道から捕獲された小惑星であり、他の小天体との衝突により数キロメートルの大きさの破片に砕かれ、同様の軌道を共有する衝突衛星族を形成した。木星には直径1km（0.6マイル）を超える不規則衛星が約100個あり、さらに直径0.8km（0.5マイル）までの小さな逆行衛星が約500個あると予想されています。^[5]木星の不規則衛星として知られている87個のうち、38個にはまだ正式な名前が付けられていません。

衛星の物理的特徴と軌道特性は多種多様である。4つのガリレオ衛星の直径はすべて3,100キロメートル（1,900マイル）を超えている。^[6]最大のガリレオ衛星であるガニメデは、太陽と7つの惑星に次いで太陽系で9番目に大きい天体であり、ガニメデは水星よりも大きい。^[7]その他の木星衛星の直径はすべて250キロメートル（160マイル）未満で、ほとんどが5キロメートル（3.1マイル）をわずかに超える程度である。^{[注 2]}軌道形状は、ほぼ完全な円形から非常に離心率が高く傾斜したものまでさまざまであり、多くは木星の自転と逆方向に回転している（逆行運動）。

木星の通常の衛星は、原始惑星系円盤に類似した、ガスと固体の破片が集積するリングである周惑星系円盤から形成されたと考えられています。 [ ^{8] [9]}これらは、木星の歴史の初期に形成された数十のガリレオ質量の衛星の残骸である可能性があります。^{[8] [10]}

シミュレーションによれば、ディスクはどの瞬間も比較的高い質量を持っていたが、時間の経過とともに、木星の質量のかなりの部分（数十パーセント）が太陽系外惑星から捕獲されてディスクを通過した。しかし、現存する衛星を説明するのに必要なのは、木星の原始ディスクの質量のわずか2パーセントである。^[8]したがって、木星の初期の歴史には、ガリレオ質量の衛星が数世代存在していた可能性がある。各世代の衛星は、ディスクの抗力により木星に螺旋状に落ち込み、太陽系外惑星から捕獲された新しい破片から新しい衛星が形成された可能性がある。^[8]現在（おそらく5代目）の世代が形成される頃には、ディスクは薄くなり、衛星の軌道に大きな干渉を及ぼさなくなった。^[10]現在のガリレオ衛星は依然として影響を受けており、互いに軌道共鳴を起こして部分的に保護されている。この共鳴はイオ、エウロパ、ガニメデにも存在し、1:2:4の共鳴状態にある。ガニメデの質量が大きいため、エウロパやイオよりも速い速度で内側に移動したと考えられる。^[8]木星系の潮汐力による消散はまだ進行中であり、カリストは約15億年後に共鳴状態に取り込まれ、1:2:4:8の連鎖を形成すると予想される。^[11]

外側の不規則な衛星は捕獲された小惑星から生まれたと考えられているが、原始月盤はまだ小惑星の運動量の多くを吸収し、軌道上に捕獲できるほどの質量があった。捕獲中に機械的ストレスによって破壊されたり、捕獲後に他の小天体と衝突したりして、現在見られる衛星が形成されたと考えられている。^[12]

中国の歴史家、習沢宗は、木星の衛星（ガニメデまたはカリスト）に関する最古の記録は、紀元前364年頃の中国の天文学者甘徳による「赤みがかった星」に関する観測記録であると主張した。 ^[13]しかし、木星の衛星に関する最初の確実な観測は、1609年のガリレオ・ガリレイの観測であった。 ^[14] 1610年1月までに、彼は20倍の望遠鏡で4つの巨大なガリレオ衛星を目撃し、1610年3月にその結果を発表した。^[15]

シモン・マリウスはガリレオの1日後に独立して衛星を発見したが、その主題に関する本を出版したのは1614年になってからであった。それでも、マリウスが付けた名前は今日でも使われている：ガニメデ、カリスト、イオ、エウロパ。^[16] 1892年にE・E・バーナードがアマルテアを観測するまで、追加の衛星は発見されなかった。^[17]

写真乾板を使った望遠鏡の助けにより、20世紀を通じてさらなる発見が次々と行われた。ヒマリアは1904年、^[18] エララは1905年、^[19] パシパエは1908年、^[20] シノペは1914年、^[21] リシテアとカルメは1938年、^[22] アナンケは1951年、^[23]レダは1974年に発見された。 ^[24]

1979年頃、ボイジャー宇宙探査機が木星に到達した時点では、13の衛星が発見されていたが、その中には1975年に観測されたが初期観測データが不十分だったため2000年まで見落とされていたテミストは含まれていなかった^。ボイジャー宇宙船は1979年にさらに3つの内衛星、メティス、アドラステア、テーベを発見した。^[26]

20年後の1999年10月、スペースウォッチの調査でカリロエが幸運にも発見されるまで、追加の衛星は発見されなかった。 ^[27] 1990年代には、写真乾板は段階的に廃止され、デジタル電荷結合素子（CCD）カメラが地球上の望遠鏡に登場し始め、前例のない感度で空の広視野調査が可能になり、新しい衛星の発見の波が到来した。^[28]当時デビッド・ジューイットの大学院生だったスコット・シェパードは、2000年11月にマウナケア天文台の2.2メートル（88インチ）UH88望遠鏡で行われた調査で、CCDカメラのこの拡張された機能を実証し、自動化されたコンピューターアルゴリズムの助けを借りて、以前は失われていたテミストを含む木星の新しい不規則衛星11個を発見した。^[29]

2001年以降、シェパードとジューイットは他の協力者とともに、口径3.6メートル（12フィート）のカナダ・フランス・ハワイ望遠鏡（CFHT）を使って木星の不規則衛星の調査を続け、2001年12月にはさらに11個、2002年10月に1個、2003年2月にはさらに19個を発見した。 ^{[29] [1]}同時に、ブレット・J・グラッドマン率いる別の独立チームも2003年にCFHTを使って木星の不規則衛星の探索を行い、4個を発見し、シェパードと共同で2個を発見した。^{[1] [30] [31]} 2000年から2004年にかけて行われたCCDを使った調査の開始から終了までの間に、木星の既知の衛星の数は17から63に増えました。 ^{[27] [30]} 2000年以降に発見されたこれらの衛星はすべて暗くて小さく、見かけの等級は22～23で、直径は10km（6.2マイル）未満です。^[29]その結果、多くの衛星を確実に追跡することができず、行方不明になってしまいました。^[32]

2009年から、マイク・アレクサンダーセン、マリーナ・ブロゾヴィッチ、ブレット・グラッドマン、ロバート・ジェイコブソン、クリスチャン・ヴェイエからなる天文学者のチームが、CFHTとパロマー天文台の5.1メートル（17フィート）ヘール望遠鏡を使用して、木星の失われた不規則衛星を回収するキャンペーンを開始しました。^{[33] [32]}彼らは2010年9月の回収作業中に、これまで知られていなかった2つの木星の不規則衛星を発見し、2011年までにこれらを確認するためのさらなる追跡観測を促しました。 [ ^{33] [34]}これらの衛星の1つであるS / 2010 J 2（現在の木星LII）は、見かけの等級が24で、直径がわずか1〜2 km（0.62〜1.2マイル）で、2023年現在でも最も暗く小さい木星の衛星の1つとなっています^{[アップデート]}。^{[35] [4]一方、2011年9月、現在}カーネギー研究所の教員であるスコット・シェパード^[4]は、同研究所のラス・カンパナス天文台にある6.5メートル（21フィート）のマゼラン望遠鏡を使用して、さらに2つの不規則衛星を発見し、木星の既知の衛星の数は67に増加しました。 ^[36]シェパードの2つの衛星は2012年までに追跡調査され確認されましたが、どちらも観測範囲が不十分だったため見失われました。^{[32] [37]}

2016年、マゼラン望遠鏡で海王星外縁天体の探査中に、シェパードは偶然にも木星付近の空域を観測し、寄り道として木星の不規則衛星を探すことにした。チャドウィック・トルヒーヨとデビッド・トーレンと共同で、シェパードは2016年から2018年にかけて、セロ・トロロ天文台の4.0メートル（13フィート）ビクター・M・ブランコ望遠鏡とマウナケア天文台の8.2メートル（27フィート）すばる望遠鏡を使用して木星周辺の探査を続けた。^{[38] [39]}その過程で、シェパードのチームは2003年から2011年にかけて木星の失われた衛星をいくつか発見し、2017年6月には木星の新たな不規則衛星2つを報告した。^[40]その後、2018年7月、シェパードのチームは2016年から2018年の観測でさらに10個の不規則衛星が確認されたことを発表し、木星の既知の衛星の数は79になった。その中には、逆行不規則衛星と交差する異常に遠い順行軌道を持つヴァレトゥードも含まれている。[ ^{38] [39]}シェパードの2016年から2018年の捜索ではさらにいくつかの未確認の木星不規則衛星が検出されましたが、追跡確認するには暗すぎました。^{[39] [41] : 10}

2021年11月から2023年1月にかけて、シェパードはさらに12個の木星の不規則衛星を発見し、2003年から2018年までのアーカイブ調査画像で確認したため、その数は合計92個となった。 ^{[42] [2] [3]}これらの中には、以前は単独であると考えられていたカルポ衛星と同じ軌道グループにあることがわかっている、高度に傾斜した順行衛星S/ 2018 J 4が含まれていた。 ^[3] 2023年2月22日、シェパードは2022年の調査でさらに3つの衛星を発見したと発表し、これにより木星の既知の衛星の総数は95個となった。^{[2] 2023年2月の}NPRのインタビューで、シェパードは彼と彼のチームが現在木星のさらに多くの衛星を追跡中であり、今後2年間で確認されれば木星の衛星の数は100を超えるはずだと述べた。^[43]

将来的には、特に2020年代半ばに予定されているヴェラ・C・ルビン天文台とナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡による深宇宙探査が開始されて以降、さらに多くの木星の不規則衛星が発見されるのは必然である。 ^{[44] [45]}ルビン天文台の口径8.4メートル（28フィート）の望遠鏡と3.5平方度の視野は、見かけの等級24.5で直径1キロメートル（0.6マイル）^{[12] : 265}までの木星の不規則衛星を調査し、既知の衛星数を最大10倍に増やす可能性がある。^{[44] : 292}同様に、ローマ宇宙望遠鏡の口径2.4メートル（7.9フィート）と視野0.28平方度は、木星の不規則衛星を直径0.3キロメートル（0.2マイル）、等級27.7まで探査し、このサイズ以上の木星衛星を約1,000個発見する可能性があります。^{[45] : 24}これらの多くの不規則衛星を発見することで、それらの集団のサイズ分布と衝突の歴史が明らかになり、太陽系の形成方法にさらなる制約が課せられます。^{[45] : 24–25}

外惑星の衛星の発見

木星のガリレオ衛星（イオ、エウロパ、ガニメデ、カリスト）は、1610年に発見されて間もなく、シモン・マリウスによって命名された。 ^[46]しかし、これらの名前は20世紀まで好まれなかった。天文学の文献では、代わりに単に「木星I」、「木星II」など、または「木星の最初の衛星」、「木星の2番目の衛星」などと呼ばれていた。^[46]イオ、エウロパ、ガニメデ、カリストという名前は20世紀半ばに人気になったが、^[47]残りの衛星には名前が付けられず、通常はローマ数字のV（5）からXII（12）まで番号が付けられていた。^{[48] [49]木星Vは1892年に発見され、フランスの天文学者}カミーユ・フラマリオンが初めて使用した名前で、非公式ではあるが一般的な慣習によりアマルテアと名付けられた。^{[50] [51]}

その他の衛星は、1970年代まで、ほとんどの天文学文献で単にローマ数字（例：Jupiter IX）で表記されていました。^[52]木星の外側の衛星の名前についてはいくつかの異なる提案がなされましたが、1975年に国際天文学連合（IAU）の太陽系外縁部命名タスクグループが衛星VからXIIIに名前を与え、^[53]今後発見される衛星の正式な命名プロセスを提供するまで、どれも普遍的に受け入れられませんでした。^[53]木星の新しく発見された衛星には、神ジュピター（ゼウス）の恋人や寵愛を受けた人々にちなんで命名されることがあり、2004年以降は彼らの子孫にもちなんで命名されました。^{[50] XXXIV（}エウポリエ）以降の木星の衛星はすべて、ジュピターまたはゼウスの子孫にちなんで命名されていますが、^[50] LIII（ディア）だけは木星の恋人にちなんで命名されています。 「a」または「o」で終わる名前は順行不規則衛星（後者は高度に傾斜した衛星）に使用され、「e」で終わる名前は逆行不規則衛星に使用されます。^{[28]木星の周りでキロメートルサイズのより小さな衛星が発見されたため、IAUは}絶対等級が18を超えるか直径が1キロメートル（0.6マイル）未満の小さな衛星の命名を制限する追加の規則を確立しました。 ^[54]最近確認された衛星の中には名前が付けられていないものもあります。^[4]

いくつかの小惑星は木星の衛星と同じ名前を共有している: 9 メティス、38 レダ、52 エウロパ、85 イオ、113 アマルテア、239 アドラステア。さらに 2 つの小惑星が木星の衛星と同じ名前を共有していたが、IAU によって綴りの違いが恒久化されていた:ガニメデと小惑星1036 ガニメド、カリストと小惑星204 カリスト。

これらは、傾斜角の小さい順行軌道とほぼ円形の軌道を持ち、次の 2 つのグループに分けられます。

• 内側の衛星またはアマルテア群：メティス、アドラステア、アマルテア、テーベ。これらは木星に非常に近い軌道を回っており、最も内側の2つは木星の1日未満で軌道を回っている。最後の2つは木星系でそれぞれ5番目と7番目に大きい衛星である。観測によると、少なくとも最大の衛星であるアマルテアは現在の軌道上で形成されたのではなく、木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ことが示唆されている。 ^[55]これらの衛星は、多数の目視可能なまたはまだ目視されていない内側の小衛星（アマルテア小衛星を参照）とともに、木星のかすかなリングシステムを補充し、維持している。メティスとアドラステアは木星のメインリングの維持に役立ち、アマルテアとテーベはそれぞれ独自のかすかな外輪を維持している。 ^{[56] [57]}
• 主群またはガリレオ衛星：イオ、エウロパ、ガニメデ、カリスト。これらは太陽と8つの惑星以外では太陽系で最大級の天体であり、質量は既知のどの準惑星よりも大きい。ガニメデは水星よりも質量は小さいが、直径では水星を超え（カリストはほぼ水星に匹敵）、質量はそれぞれ小さい。これらは太陽系で4番目、6番目、1番目、3番目に大きい天然衛星であり、木星の周りを公転する質量は全質量の約99.997%を占めている。一方、木星の質量はガリレオ衛星の約5,000倍である。 ^{[注 3]}内側の衛星は1:2:4の軌道共鳴状態にある。モデル低密度の木星系底星雲（木星形成後に木星の周囲に存在したガスと塵の円盤）内でゆっくりと集積して形成されたと示唆されており、カリストの場合、その集積は最大1000万年続いた。 ^[58]エウロパ、ガニメデ、カリストには地下水の海があると考えられており、 ^{[59] [60]イオには地下}マグマの海がある可能性がある。 ^[61]

不規則衛星は、より遠く、より偏心した軌道を持つ、かなり小さな天体である。それらは、軌道（長半径、傾斜、偏心）と構成において共通の類似性を持つファミリーを形成している。これらは、少なくとも部分的に衝突ファミリーであり、より大きな（しかしそれでも小さい）親天体が木星の重力場に捕らえられた小惑星の衝突によって粉砕されたときに形成されたと考えられている。これらのファミリーには、最大のメンバーの名前が付けられている。衛星ファミリーの特定は暫定的であるが、通常は次のものが挙げられる：^{[4] [62] [56]}

• 順行衛星:
  • テミストは最も内側の不規則衛星であり、既知の家族の一部ではありません。^{[4] [62]}
  • ヒマリア群は、軌道長半径が1100万〜1200万km（680万〜750万マイル）、軌道傾斜角が27〜29°、離心率が0.12〜0.21の範囲内にある。^[63]この群は小惑星帯から分離した小惑星の残骸である可能性が示唆されている。^[62]最大の2つのグループであるヒマリアとエララは、それぞれ木星の衛星の中で6番目と8番目に大きい。
  • カルポ群には、50°という非常に高い軌道傾斜角と、1600万～1700万km（990万～1060万マイル）の軌道長半径を持つ2つの衛星が知られている。^[4]カルポ群の衛星は、その例外的に高い軌道傾斜角のため、重力摂動の影響を受け、軌道にリドフ・コザイ共鳴を引き起こし、軌道離心率と軌道傾斜角が互いに連動して周期的に振動する。^[37]リドフ・コザイ共鳴は、これらの衛星の軌道を大きく変える可能性がある。例えば、群名の由来となったカルポの離心率と軌道傾斜角は、それぞれ0.19～0.69°と44～59°の間で変動する。^[37]
  • ヴァレトゥードは最も外側の順行衛星であり、既知のグループに属していない。その順行軌道は、逆行軌道を持ついくつかの衛星と交差しており、将来的に衝突する可能性がある。^[39]
• 逆行衛星:
  • カルメ群は、半径2200万～2400万km（1400万～1500万マイル）、傾斜角164～166°、離心率0.25～0.28の範囲内に厳密に限定されています。^{[63]色は非常に均質（淡い赤）で、} D型小惑星の祖先、おそらく木星トロヤ群の衝突破片として発生したと考えられています。^[29]
  • アナンケグループは、これまでのグループよりも比較的広い範囲に広がっており、半径は1900万〜2200万km（1200万〜1400万マイル）、傾斜角は144〜156°、離心率は0.09〜0.25です。^[63]メンバーのほとんどは灰色で、捕獲された小惑星の崩壊によって形成されたと考えられています。^[29]
  • パシファエ群は非常に分散しており、軌道長半径は2200万～2500万km（1400万～1600万マイル）に及び、傾斜角は141°～157°、離心率は0.23～0.44である。^[63]色も赤から灰色まで大きく変化しており、これは複数の衝突の結果である可能性がある。パシファエ群に含まれることもあるシノペ^[29]は赤く、傾斜角の違いを考えると独立して捕獲された可能性がある。^{[62]パシファエとシノペは木星との}永年共鳴にも捕らわれている。^[64]

シェパードとジューイットは、2000年から2003年にかけての調査で発見された事実に基づき、木星には直径1km（0.6マイル）以上、または明るさ24等級以上の不規則衛星が約100個あると予測した。^{[29] : 262}アレクサンダーセンらによる2010年から2011年の調査観測はこの予測と一致し、2012年時点でこの大きさの木星の不規則衛星が約40個発見されていないと推定した。^{[33] : 4}

2020年9月、ブリティッシュコロンビア大学の研究者らは、CFHTが2010年に撮影したアーカイブ画像の分析から、45個の不規則衛星候補を特定した。^[65]これらの候補は主に小さくて暗く、等級は25.7以下、直径は0.8 km（0.5マイル）以上であった。1平方度の空の領域内で検出された候補衛星の数から、研究チームは、等級25.7より明るい逆行木星衛星の数はおよそ600+600
−300研究チームは、特徴付けられた候補が木星の衛星である可能性が高いと考えているが、信頼できる軌道を決定するための観測データが不十分なため、いずれも未確認のままである。[65] 木星の^不規則衛星^の真の集団は、2020年の時点で、直径3 km（1.9マイル）を超える、明るさ23.2までである可能性が高い。^{[5] : 6  [33] : 4 [アップデート]}

木星の衛星は、公転周期ごとに以下にリストされています。表面が崩壊して球形になるほど重い衛星は太字で強調表示されています。これらは、月と大きさが匹敵する4 つのガリレオ衛星です。他の衛星ははるかに小さいです。質量が最も小さいガリレオ衛星は、他の衛星の中で最も質量が大きい衛星の 7,000 倍以上も重いです。不規則に捉えられた衛星は、順行時には明るい灰色とオレンジ色で、逆行時には黄色、赤色、濃い灰色で表示されます。

不規則衛星の軌道と平均距離は、惑星や太陽の頻繁な摂動により、短期間で大きく変化するため、^[37]一定期間にわたって平均化された固有軌道要素が使用されることが望ましい。ここに挙げた不規則衛星の固有軌道要素は、ジェット推進研究所による400 年間の数値積分で平均化されたものである。上記の理由により、それらは他の情報源によって提供される接触軌道要素とは大きく異なる可能性がある。 ^[63]それ以外の場合、最近発見された不規則衛星で固有軌道要素が公表されていないものは、不正確な接触軌道要素とともに暫定的にここに挙げており、固有軌道要素を持つ他の不規則衛星と区別するために斜体で表記されている。このリストにある不規則衛星の一部の固有軌道周期は、前述の摂動により、固有軌道長半径と比例しない可能性がある。不規則衛星の固有軌道要素はすべて、2000 年 1 月 1 日の基準時代に基づいている。 ^[63]

不規則衛星の中には1～2年程度の短期間しか観測されていないものもありますが、その軌道は十分に正確にわかっているため、位置の不確実性によって失われることはありません。^{[37] [4]}

木星を訪れた宇宙船は9機ある。最初は1973年のパイオニア10号、その1年後のパイオニア11号^{で、4つのガリレオ衛星の低解像度画像を撮影し、大気と放射線帯のデータを送信した。 [74]}ボイジャー1号とボイジャー2号は1979年に木星を訪れ、イオの火山活動とエウロパの表面の水氷の存在を発見した。ユリシーズは1992年と2000年に木星の磁気圏をさらに調査した。

ガリレオ宇宙船は、1995年に木星の周回軌道に入った最初の探査機で、2003年まで木星の調査を行った。この期間にガリレオは木星系に関する膨大な情報を収集し、ガリレオ衛星のすべてに接近してそのうち3つの衛星に薄い大気の証拠を発見したほか、エウロパ、ガニメデ、カリストの表面下に液体の水が存在する可能性も発見した。また、ガニメデの周囲に磁場があることも発見した。

その後、土星探査機カッシーニは2000年に木星を通過し、ガリレオ衛星と木星の拡張大気の相互作用に関するデータを収集した。ニューホライズンズ宇宙船は2007年に木星を通過し、衛星の軌道パラメータの測定精度を向上させた。

2016年、ジュノー探査機は木星の軌道投入に近づくにつれて、ガリレオ衛星を軌道面上から撮影し、その動きのタイムラプス動画を作成した。^[75]ミッション延長に伴い、ジュノーはガリレオ衛星への接近飛行を開始し、2021年にガニメデ、続いて2022年にエウロパとイオを通過した。2023年後半に再びイオを通過し、2024年初頭にももう一度通過した。

• フィクションにおける木星の衛星
• 衛星システム（天文学）

ウィキメディア・コモンズには、木星の衛星に関連するメディアがあります。

• スコット・S・シェパード：木星の衛星
• スコット・S・シェパード: 木星の衛星と月のページ
• NASAの太陽系探査による木星の衛星
• 惑星科学研究における木星系記事のアーカイブ
• ティルマン・デンク: 木星の外衛星