木星の環

木星の環は、淡い惑星の環のシステムです。木星の環は、土星と天王星に続いて太陽系で3番目に発見された環システムです。主環は1979年にボイジャー1号宇宙探査機によって発見され^[1]、1990年代にはガリレオ探査機によってさらに徹底的に調査されました。^[2]主環は、ハッブル宇宙望遠鏡や地球からも数年にわたって観測されてきました。 ^[3]地上からの環の観測には、利用可能な最大の望遠鏡が必要です。^[4]

木星の環系は暗く、主に塵でできている。^{[1] [5]}環系は4つの主な構成要素から成り、「ハロー環」として知られる厚い内側の粒子のトーラス、比較的明るく、非常に薄い「主環」、そして、環を構成する物質の衛星にちなんで名付けられた、幅が広く厚く、かすかな2つの外側の「ゴッサマー環」である。アマルテアとテーベである。^[6]

メインリングとハローリングは、メティス、アドラステア、あるいはより小さな未観測の天体から高速衝突の結果として放出された塵で構成されています。^{[2] 2007年2月と3月に}ニューホライズンズ宇宙船によって取得された高解像度の画像は、メインリングの豊富な微細構造を明らかにしました。^[7]

可視光と近赤外線では、リングは赤みがかった色をしているが、ハローリングは中性または青色をしている。^[3]リング内のダストのサイズは様々であるが、ハローを除くすべてのリングでは、半径約 15 μmの非球形粒子の断面積が最大となっている。 ^{[8]ハローリングは、おそらくサブミクロンのダストが大部分を占めている。リングシステムの全質量 (未分解の親天体を含む) は十分に制限されていないが、おそらく 10 11}  ～ 10 ¹⁶  kgの範囲である。 ^[9]リングシステムの年齢も不明であるが、木星の形成以来存在している可能性がある。^[9]

ヒマリア衛星の軌道の近くにリングまたはリングアークが存在しているようです。1 つの説明としては、最近小さな衛星がヒマリア衛星に衝突し、その衝撃でリングを形成する物質が放出されたというものです。

木星の環系は、土星と天王星に続いて太陽系で3番目に発見された。1979年3月4日、ボイジャー1号宇宙探査機によって初めて観測された。^{[1] [10]}環系は4つの主な構成要素から成り立っている。「ハロー環」として知られる厚い内側のトーラス粒子、比較的明るく、非常に薄い「主環」、そして、その構成物質の衛星にちなんで名付けられた、幅広で厚く、かすかな2つの外側の「ゴッサマー環」である。アマルテアとテーベである。^[6]既知の木星環の主な属性は、表に列挙されている。^{[2] [5] [6] [8]}

2022年に行われた力学シミュレーションでは、木星の環系が土星の環系に比べて小さいのは、ガリレオ衛星によって生み出される不安定な共鳴によるものだと示唆された。^[11]

幅が狭く比較的薄い主リングは、木星のリングシステムの中で最も明るい部分です。その外縁は半径約129,000 km ( 1.806  R _J ; R _J = 木星の赤道半径または71,398 km ）で、木星の最小の内側衛星であるアドラステアの軌道と一致しています。^{[2] [5]}その内側の端には衛星はなく、約122,500 km（1.72  R _J）。^[2]

したがって、メインリングの幅は約6,500 km。主リングの見え方は、観測の幾何学的形状に依存する。^[9]前方散乱光^[b]では、主リングの明るさは、128,600 km（アドラステス軌道のすぐ内側）で背景レベルに達し、129,300 km —アドラステア軌道のちょうど外側。^[2]したがって、アドラステアは129,000 kmは明らかにリングを覆い隠している。^{[2] [5]}明るさは木星の方向に向かって増加し続け、リングの中心付近で最大になる。126,000 kmであるが、メティディアン軌道付近には顕著なギャップ（ノッチ）がある。128,000 km。^[2]対照的に、主リングの内側の境界は、124,000から約12万kmでハローリングに融合している。^{[2] [5]}前方散乱光では、木星のリングはすべて特に明るく見える。

後方散乱光^[c]では状況は異なります。主リングの外側の境界は、129,100 km、つまりアドラステアの軌道をわずかに超えるあたりで、非常に急勾配となっている。^[9]月の軌道はリングの隙間で区切られており、その軌道のすぐ外側に薄いリングレットがある。アドラステアの軌道のすぐ内側にもう1つのリングレットがあり、そのすぐ内側に起源不明の隙間がある。128,500 km。^[9] 3番目のリングレットは、メティスの軌道の外側、中央の隙間の内側にあります。リングの明るさは、メティスの軌道のすぐ外側で急激に低下し、メティスノッチを形成します。^[9]メティスの軌道の内側では、リングの明るさは前方散乱光よりもはるかに低くなっています。^[4]そのため、後方散乱ジオメトリでは、メインリングは2つの異なる部分で構成されているように見えます。128,000から129,000 km で、それ自体はノッチで区切られた3つの狭いリングレットと、122,500から128,000 kmで、前方散乱ジオメトリのような目に見える構造はありません。^{[9] [12]}メティスノッチがそれらの境界として機能します。メインリングの微細構造はガリレオ軌道衛星のデータで発見され、 2007年2月から3月にニューホライズンズから取得された後方散乱画像で明確に見ることができます。 ^{[7] [13]}ハッブル宇宙望遠鏡(HST) ^{[3] 、} ケック^[4]、カッシーニ宇宙船による初期の観測では、おそらく空間解像度が不十分だったために検出できませんでした。^[8]しかし、 2002年から2003年にかけて、ケック望遠鏡によって補償光学を使用して微細構造が観測されました。 ^[14]

後方散乱光で観測すると、主リングはカミソリのように薄く、垂直方向には30 kmを超えない。^{[5]側方散乱幾何学では、リングの厚さは80～160 kmで、}木星の方向にいくぶん厚くなる。^{[2] [8]}前方散乱光では、リングははるかに厚く見え、約300 kmである。^[2]ガリレオ探査機の発見の1つは、主リングのブルーム、つまりリングの内側を取り囲む、かすかな比較的厚い（約600 km）物質の雲であった。^[2]ブルームは主リングの内側境界に向かって厚さが増し、ハローに移行する。^[2]

ガリレオの画像の詳細な分析により、観測ジオメトリとは関係のないメインリングの明るさの経度変化が明らかになった。ガリレオの画像では、500～1000 kmのスケールでリングに多少の斑点があることも示された。^{[2] [9]}

2007年2月から3月にかけて、ニューホライズンズ宇宙船はメインリング内の新しい小型衛星の探査を実施した。^[15] 0.5 kmを超える衛星は発見されなかったが、宇宙船のカメラはリング粒子の小さな塊を7つ検出した。それらは、アドラステアの軌道の内側の密集したリングレットの内側を周回している。^{[15]これらが塊であって小型衛星ではないという結論は、}方位角方向に広がった外観に基づいている。それらはリングに沿って0.1～0.3°を占め、これは1,000 –約3,000 km。^[15]塊は、それぞれ5つと2つのメンバーからなる2つのグループに分かれています。塊の性質は明らかではありませんが、その軌道はメティスの115:116と114:115共鳴に近いです。 ^[15]これらは、この相互作用によって励起された波のような構造である可能性があります。

HST、^[3]、 ケック、^[16]、 ガリレオ^[17]、カッシーニ^[8]によって得られた主リングのスペクトルは、それを形成する粒子が赤色であること、すなわち、より長い波長でそれらのアルベドが高くなることを示している。既存のスペクトルは0.5〜2.5μmの範囲に及んでいる。^[8]カッシーニの観測では0.8μmと2.2μm付近に吸収帯の証拠が得られたものの、特定の化合物に起因するスペクトル特性は今のところ見つかっていない。^{[8]主リングのスペクトルは、アドラステア[3]}やアマルテア^[16]と非常によく似ている。

メインリングの特性は、0.1～10μmの粒子サイズの塵が大量に含まれていたという仮説で説明できます。これにより、光の前方散乱が後方散乱よりも強くなります。 ^{[9] [12]}しかし、メインリングの明るい外側部分の強い後方散乱と微細構造を説明するには、より大きな天体が必要です。^{[9] [12]}

利用可能な位相およびスペクトルデータの分析により、主リング内の小さな粒子のサイズ分布はべき乗法則に従うという結論が導かれる^{[8] [18] [19]}

${\displaystyle n(r)=A\times r^{-q}}$

ここで、n ( r )  dr は半径がrからr  +  drまでの粒子の数であり、リングからの既知の全光束と一致するように選択された正規化パラメータです。パラメータqは、r <  15 ± 0.3 μmの粒子の場合は 2.0 ± 0.2 、 r > 15 ± 0.3 μmの場合はq = 5 ± 1 です 。^[8] mm–km サイズ範囲の大きな物体の分布は現在不明です。^{[9]このモデルにおける光散乱は、} rが約 15 μmの粒子によって支配されています。 ^{[8] [17]}${\displaystyle A}$

上述のべき乗則により、主リングの光学的厚さ^[a] を、大天体と塵について推定することができる。^[8]この光学的厚さは、リング内のすべての粒子の総断面積が約 5000 km² であることを意味する。^{[d] [9]}主リング内の粒子は非球形であると予想される。^[8]塵の総質量は 10 ⁷ −10 ⁹  kg と推定される。^[9]メティスとアドラステアを除く大天体の質量は 10 ¹¹ −10 ¹⁶  kg である。これはそれらの最大サイズに依存し、上限値は最大直径約 1 km に相当します。^[9]これらの質量は、アドラステアの質量約 2 × 10 ¹⁵  kg ^[9] 、アマルテアの質量約 2 × 10 ¹⁸  kg ^[20]、地球の月の質量7.4 × 10 ²²  kg と比較できます。 ${\displaystyle \scriptstyle \tau}$${\displaystyle \scriptstyle \tau _{l}\,=\,4.7\times 10^{-6}}$${\displaystyle \scriptstyle \tau_{s}=1.3\times10^{-6}}$

メインリングに2つの粒子集団が存在することは、リングの外観が観察ジオメトリに依存する理由を説明しています。^[19]塵は光を主に前方に散乱し、アドラステアの軌道で囲まれた比較的厚い均質なリングを形成します。^[9]対照的に、後方に散乱する大きな粒子は、メティディアン軌道とアドラステアン軌道の間にある多数のリングレットに閉じ込められています。^{[9] [12]}

塵はポインティング・ロバートソン抗力と木星磁気圏からの電磁力の組み合わせによって、常に主リングから除去されている。^{[19] [21]}例えば氷のような揮発性物質はすぐに蒸発する。リング内の塵粒子の寿命は100年から1,000年^{[9] [21]}、したがって塵は1 cmから0.5 kmの大きさの大きな天体同士の衝突^[15]や、同じ大きな天体と木星系外からやってくる高速粒子との衝突によって継続的に補充されなければならない。^{[9] [21]}この親天体の集団は、約約1,000 kmで、主リングの明るい外側部分で、メティスとアドラステアが含まれます。^{[9] [12]}最大の親天体の大きさは0.5 km未満でなければなりません。その大きさの上限は、ニューホライズンズ宇宙船によって得られました。^[15]以前の上限は、HST ^{[3] [12]}とカッシーニ^{[8] の}観測から得られ、約4 kmでした。^[9]衝突で生成された塵は、親天体とほぼ同じ軌道要素を保持し、ゆっくりと木星の方向に螺旋状に回転して、主リングとハローリングの暗い（後方散乱光で）最も内側の部分を形成します。^{[9] [21]主リングの年齢は現在不明ですが、}木星の近くにあった過去の小天体の最後の名残である可能性があります。^[6]

ガリレオとニューホライズンズの宇宙探査機からの画像は、メインリングに2組の螺旋状の垂直波形があることを示している。これらの波は、木星の重力場の差動ノード回帰で予想される速度で、時間の経過とともによりきつく巻かれた。過去に外挿すると、2組の波のうちより顕著な波は、シューメーカー・レヴィ第9彗星が木星に衝突した頃の1995年に励起されたようで、より小さな波は1990年前半にさかのぼるように見える。^{[22] [23] [24]} ガリレオの1996年11月の観測は、大きい波と小さい波の波長がそれぞれ1920 ± 150 kmと630 ± 20 km、垂直振幅が2.4 ± 0.7 kmと0.6 ± 0.2 kmと一致している。^[24]より大きな波の形成は、リングが彗星から放出された総質量が2～5×10 ¹²  kgの粒子の雲に衝突し、リングが赤道面から2 km傾いたとすれば説明がつく。^[24]時間の経過とともに狭くなる同様の螺旋状の波パターン^{[25]が、土星の}CリングとDリングでカッシーニによって観測されている。^[26]

ハローリングは最も内側にあり、垂直方向に最も厚い木星のリングです。その外縁は、半径約1.5メートルのところで主リングの内側の境界と一致しています。122,500  km ( 1.72  R _J )。^{[2] [5]}この半径からリングは木星に向かって急速に厚くなります。ハローの実際の垂直範囲は不明ですが、その物質の存在はリング面から10,000km上空に位置する。[ ^{2] [4]}ハローの内側の境界は比較的鋭く、 半径100 000  km（1.4  R _J）^[4]ですが、さらに内側に約92,000  km。^{[2]したがって}、ハローリングの幅は約約30,000  km。その形状は、明確な内部構造を持たない厚いトーラスに似ています。^[9]メインリングとは対照的に、ハローの外観は、観察する幾何学にわずかに左右されます。

ハローリングは前方散乱光で最も明るく見え、ガリレオによって広範囲に撮影された。^[2]表面輝度はメインリングよりはるかに低いが、リング面に対して垂直な方向の積分光子量は、リングの厚さがはるかに大きいため、メインリングと同程度である。20 000  kmでは、ハローの明るさはリング面に向かって強く集中し、 z −0.6 から z −1.5 の形のべき乗則に従います[ 9 ^]。ここ^で、 zはリング面上の高度です。ケック^[4]とハッブル宇宙望遠鏡^[3]によって観測された後方散乱光におけるハローの外観は同じです。しかし、その総光子束は主リングよりも数倍低く、前方散乱光よりもリング面の近くに強く集中しています^{[9] 。}

ハローリングのスペクトル特性はメインリングとは異なります。0.5 ～2.5μmの範囲でのフラックス分布はメインリングよりも平坦です。 ^[3]ハローは赤ではなく、青である可能性もあります。^[16]

ハローリングの光学特性は、粒子サイズが15μm未満の塵のみで構成されているという仮説で説明できます。^{[3] [9] [18]}リング面から遠く離れたハローの部分は、サブミクロンの塵で構成されている可能性があります。^{[3] [4] [9]}この塵の組成により、前方散乱がはるかに強くなり、色が青くなり、ハローに目に見える構造がなくなります。塵はおそらくメインリングに由来しており、ハローの光学的厚さが メインリングの塵の光学的な厚さに匹敵するという事実によってこの主張が裏付けられています。^{[5] [9]ハローの厚い厚さは、木星磁気圏内の電磁力によって塵粒子の}軌道傾斜角と離心が励起されたためと考えられます。ハローリングの外側の境界は、強い3:2ローレンツ共鳴の位置と一致しています。^{[e] [19] [27] [28]}ポインティング・ロバートソン抗力^{[19] [21]}により粒子はゆっくりと木星に向かって漂い、木星を通過する際に軌道傾斜角が励起される。主リングのブルームはハローの始まりかもしれない。^[9]ハローリングの内側境界は最も強い 2:1 ローレンツ共鳴からそう遠くない。^{[19] [27] [28]}この共鳴では励起が非常に顕著である可能性があり、粒子を木星の大気に突入させ、鋭い内側境界を定義する。^[9]ハローは主リングから派生したもので、同じ年齢である。^[9]${\displaystyle \scriptstyle \tau_{s}\,\sim \,10^{-6}}$

アマルテアのゴッサマーリングは、アマルテアの軌道から伸びる、長方形の断面を持つ非常にかすかな構造です。182,000  km ( 2.54 R J ) から約アマルテアのリングの厚さは、木星の軌道の近くで約2300 kmで、木星の方向に向かってわずかに薄くなります。 [f] [4] アマルテアの薄いリングは、実際には上端と下端の近くで最も明るく、木星に向かって徐々に明るくなり ます。一方の端^が_もう^一方の端よりも明るいこと がよくあります。^{[29]リング}の外側の境界は比較的急峻です。^[2]リングの明るさは、アマルテアの軌道のすぐ内側で急激に低下しますが、^[2]衛星の軌道を超えてわずかに拡張し、テーベと4:3共鳴の近くで終わることがあります。^[14]前方散乱光では、リングはメインリングの約30倍暗く見えます。^[2]後方散乱光では、ケック望遠鏡^[4]とハッブル宇宙望遠鏡のACS（高性能探査カメラ）によってのみ検出されています。^[12]後方散乱画像では、リング内の追加の構造が示されています。アマルタ軌道のすぐ内側で、リングの上端または下端に限定された明るさのピークです。^{[4] [14]}

2002年から2003年にかけて、ガリレオ探査機は2回、ゴッサマーリングを通過しました。その際、ダストカウンターは0.2～5μmの大きさのダスト粒子を検出しました。^{[30] [31]}さらに、ガリレオ探査機のスタースキャナーは、アマルテア付近で小さな離散的な天体（< 1 km）を検出しました。^[32]これらは、この衛星との衝突によって生成された衝突破片である可能性があります。

地上からガリレオの画像でアマルテアのゴッサマーリングを検出し、直接ダストを測定した結果、粒子サイズ分布を決定することができました。この分布は、q =2 ± 0.5 のメインリングのダストと同じべき乗則に従っているようです。^{[12] [31]}このリングの光学的厚さは約 10 −7 で、メイン^リングよりも一桁低いですが、ダストの総質量 (10 ⁷ –10 ⁹  kg) は同等です。^{[6] [21] [31]}

テーベの薄いリングは最も暗い木星のリングです。非常に暗い構造で、長方形の断面を持ち、テーベの軌道から伸びています。226 000  km ( 3.11  R _J ) から約129,000  km ( 1.80  R _J ;)。^{[2] [9]}内側の境界は、はるかに明るいメインリングとハローがあるため、明確に定義されていません。[ ^2]リングの厚さは、テーベの軌道の近くで約 8400 km で、惑星の方向にわずかに減少します。^{[f] [4]}テーベのゴッサマーリングは、その上端と下端の近くで最も明るく、アマルテアリングと同様に、木星に向かって徐々に明るくなります。 ^[29]リングの外側の境界は特に急ではなく、15,000  km。^{[2]テーベの軌道}の向こう側にも、かろうじて見えるリングの延長線があり、テーベ拡張部は、直径約28万km  （ 3.75 R  J _{）にあり、テーベ拡張部と呼ばれている。} ^{[2] [31]}前方散乱光では、このリングはアマルテアのゴッサマーリングの約3倍暗く見える。^{[2]後方散乱光では、}ケック望遠鏡によってのみ検出された。^[4]後方散乱画像では、テーベの軌道のすぐ内側に明るさのピークが見られる。^[4] 2002～2003年にガリレオ宇宙船のダストカウンターが、アマルテアリングのものと類似した0.2～5μmのサイズ範囲のダスト粒子を検出し、画像から得られた結果を確認した。^{[30] [31]}

テーベのゴッサマーリングの光学的厚さは約 3 × 10 −8 で、アマルテア^のゴッサマーリングの 3 分の 1 ですが、ダストの総質量は同じで、約 10 ⁷ –10 ⁹  kg です。^{[6] [21] [31]}しかし、ダストの粒度分布はアマルテアリングよりもやや浅く、q < 2 のべき乗則に従います。テーベ拡張では、パラメータ q はさらに小さくなる可能性があります。^[31]

ゴッサマーリングの塵は、基本的にメインリングやハローの塵と同じ方法で発生します。^[21]その発生源は、それぞれ木星の内側の衛星であるアマルテアとテーベです。木星系の外側から飛来する物体の高速衝突により、表面から塵粒子が放出されます。^[21]これらの粒子は、最初は衛星と同じ軌道を維持しますが、その後、ポインティング・ロバートソン抗力によって徐々に内側に螺旋状に広がります。^{[21]ゴッサマーリングの厚さは、衛星の}軌道傾斜角がゼロではないため、衛星の垂直方向の偏位によって決まります。^{[9]この仮説は、リングのほぼすべての観測可能な特性、つまり長方形の断面、}木星方向の厚さの減少、リングの上部と下部の縁の明るさの増加を自然に説明します。^[29]

しかし、テーベの軌道外の見えない物体や後方散乱光で見える構造物による可能性があるテーベ伸長のような、これまでのところ説明されていない特性もある。^[9]テーベ伸長の考えられる説明の1つは、木星磁気圏からの電磁力の影響である。塵が木星の背後の影に入ると、かなり急速に電荷を失う。小さな塵粒子は部分的に惑星と共回転するため、影の通過中に外側に移動し、テーベの薄いリングの外側への伸長を形成する。^[33]同じ力で、アマルテアとテーベの軌道の間で発生する粒子分布とリングの明るさの低下を説明できる。^{[31] [33]}

アマルテアの軌道のすぐ内側で明るさがピークに達し、アマルテアのゴッサマーリングが垂直方向に非対称なのは、この衛星のラグランジュ点(L ₄ ) とラグランジュ点 (L ₅ )に閉じ込められた塵粒子によるものかもしれない。 ^[29]粒子はラグランジュ点の間を馬蹄形の軌道を描いて回っている可能性もある。 ^[14]塵はテーベのラグランジュ点とラグランジュ点にも存在している可能性がある。この発見は、ゴッサマーリングに 2 つの粒子集団があることを意味している。1 つは上記のように木星の方向にゆっくりと漂い、もう 1 つは 1:1 の共鳴に閉じ込められた源衛星の近くに留まっている。^[29]

2006年9月、NASAの冥王星探査機ニューホライズンズが重力アシストのために木星に近づいた際、不規則衛星ヒマリアの軌道と平行でわずかに内側にある、これまで知られていなかった淡い惑星のリングまたはリングアークと思われるものを撮影した。ニューホライズンズが撮影したリングまたはアークの部分の物質量は、ヒマリアと同じアルベドがあると仮定すると、少なくとも0.04 km ³であった。リング（アーク）がヒマリアの破片であるならば、ヒマリアの軌道の世紀規模の歳差運動を考えると、ごく最近形成されたに違いない。リングはヒマリアに衝突した非常に小さな未発見の衛星の破片である可能性があり、これは木星が衝突によって小さな衛星を獲得したり失ったりし続ける可能性があることを示唆している。^[34]

木星の環の存在は、1975年にパイオニア11号探査機が惑星の放射線帯を観測したことから推測された。 ^[35] 1979年にボイジャー1号探査機が環系の露出オーバー画像を1枚取得した。^[1]同年、ボイジャー2号はより広範囲な撮影を行い、環の構造を大まかに決定することができた。 ^[5] 1995年から2003年の間にガリレオ探査機が取得した画像の優れた品質により、木星の環に関する既存の知識が大幅に拡大した。 ^[2] 1997年と2002年のケック^[4]望遠鏡と1999年のハッブル宇宙望遠鏡^[3]による地上からの環の観測により、後方散乱光で見える豊かな構造が明らかになった。2007年2月から3月にニューホライズンズ探査機が送信した画像^[13]により、メインリングの微細構造が初めて観測された。 2000年、土星に向かう途中のカッシーニ宇宙船は木星の環系の広範な観測を行った。^[36]木星系への将来のミッションは、環に関するさらなる情報を提供するだろう。^[37]

• 
  ガリレオが描いたリングシステム
• 
  ジュノーが内側から観察したリング
• 
  ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡による木星と環の赤外線画像（2.12μmと3.23μm）

• 木星の衛星

ウィキメディア・コモンズには、木星（環）に関連するメディアがあります。

• 木星の環に関するファクトシート
• NASAの太陽系探査による木星の環
• NASA パイオニア プロジェクト ページ
• NASA ボイジャー プロジェクト ページ
• NASA ガリレオ プロジェクト ページ
• NASA カッシーニ計画宇宙
• ニューホライズンプロジェクトページ
• 惑星リングノード: 木星のリングシステム
• USGS 惑星命名法のページからの木星の環の命名法