フィービー（月）

フェーベ（/ ˈfiːbi /フィービー）は、土星の最も質量の大きい不規則衛星で、平均直径は213 km（132マイル）です。フェーベは、 1899年3月18日にウィリアム・ヘンリー・ピッカリングによって発見されました^{[ 17 ]} 。発見のきっかけとなったのは、ペルーのアレキパ近郊にあるカルメン・アルト天文台のボーデン観測所で、デリスル・スチュワートが1898年8月16日から撮影した写真乾板でした。フェーベは、写真によって発見された最初の自然衛星です。  

フェーベは、2004年にカッシーニ探査機が土星系に到着した際に最初に遭遇したターゲットであり、そのため、そのサイズの不規則衛星としては異例なほどよく研究されている。カッシーニの土星への軌道と到着時刻は、このフライバイを可能にするように選ばれた。^{[ 18 ]}遭遇と軌道投入後、カッシーニはイアペトゥスの軌道をそれほど超えることはなかった。

フェーベは適度に偏心した逆行軌道を持ち、土星の衛星群であるノースグループに属しています。太陽系でトリトンに次いで2番目に大きな逆行衛星です。^{[ 19 ]}フェーベはほぼ球形で、内部は分化しています。その歴史の初期には球形で高温でしたが、度重なる衝突によって球形が崩れました。カイパーベルトに起源を持つ捕獲されたケンタウルスである可能性を示す証拠がいくつかあります。^{[ 20 ]}

フィービーは、1899年3月18日にウィリアム・ヘンリー・ピッカリングによって発見されました^{[ 17 ]。}これは、1898年8月16日からペルーのアレキパ近郊のボーデン天文台でデリスル・スチュワートによって撮影された写真乾板から発見されました^{[ 21 ] [ 22 ]}。フィービーは、写真によって発見された最初の衛星でした。

フェーベは、ギリシャ神話で月と関連付けられているティタン族の女神フェーベにちなんで名付けられました。フェーベはクロノス（ローマ神話のサトゥルヌスに相当するギリシャ神話の神）の妹でした。 ^{[ 22 ]}また、一部の科学文献では土星IXと表記されています。IAUの命名基準では、フェーベの特徴はギリシャ神話のイアソンとアルゴナウタイの登場人物にちなんで名付けられることになっています。2005年に、国際天文学連合は24個のクレーターに正式に名前を付けました（名前の付いた表面の特徴を参照）。^{[ 23 ]}

ハワイ大学マノア校のトビー・オーウェン氏（国際天文学連合外太陽系タスクグループ議長）は次のように述べた。

フィービーのテーマとしてアルゴナウタイの伝説を選んだのは、カッシーニ・ホイヘンスによる土星系の探査と何らかの共通点があるからです。参加科学者の中にヘラクレスやアタランタのような英雄がいるとは言えませんが、彼らは遠い世界への航海に参加し、大きな賞を持ち帰ることを夢見てリスクを冒した、国際的に活躍する幅広い層の傑出した人々を代表しています。

100年以上もの間、フェーベは土星の最も外側の既知の衛星でしたが、2000年にいくつかのより小さな衛星が発見されました。フェーベは、最も近い主要な衛星（イアペトゥス）よりも土星からほぼ4倍遠く、同程度の距離にある惑星を周回する他のどの衛星よりもかなり大きいです。イアペトゥスを除く土星の規則衛星はすべて、土星の赤道面とほぼ同じ面を公転しています。フェーベを含む外側の不規則衛星は、中程度から非常に大きな離心率を持つ軌道をたどり、土星のすべての規則衛星（ハイペリオンを除く）のように同期回転するとは考えられていません。

フェーベは約 18 ヶ月で土星の周りを一周し、その軌道は逆行軌道、つまり土星の軌道とは逆方向に土星の周りを公転しています。このため、フェーベはノース グループと呼ばれる不規則衛星のグループに分類されます。フェーベの軌道は他の不規則衛星の軌道とは大きく異なり、^{[ 4 ]} 2025 年にS/2023 S 50とS/2023 S 38が発表されるまでは、土星のすべての逆行衛星の中で最も内側の軌道でした。^{[ 4 ] [ 24 ]}フェーベが関与した過去の衝突イベントの破片であると推測される、同様の軌道を持つ衛星がいくつかあり、例えばS/2006 S 20、S/2006 S 9、S/2019 S 2、S/2007 S 2などがあります。^{[ 25 ]}

土星の周回軌道に捕らえられたフェーベは、土星の不規則衛星群に大きな影響を与えた。比較的はるかに狭い軌道空間を占めているため、不規則衛星同士の衝突頻度は、小惑星帯の小惑星の衝突頻度よりも4桁も高いと予想されている。^{[ 26 ]}フェーベは、その大きな断面積のため、これらの衝突の半分に関与すると予想されている。^{[ 27 ]}フェーベに衝突した物体はすべて消滅したため、フェーベは、ある意味では主要惑星の作用と同様に、このようにして軌道周辺から他の衛星を一掃した可能性がある。^{[ 4 ]}これにより、元の不規則衛星群は現在よりも30%多かった値から減少した可能性があり、^{[ 27 ]}またフェーベの軌道距離は現在の値よりも30%大きかった値から減少した可能性がある。^{[ 28 ]}現在存在する不規則衛星の約3分の2は、将来衝突する可能性のある天体として数えられることがわかった。^{[ 4 ]} 2004年のカッシーニ探査機のフライバイ以前は、フェーベの表面はクレーターだらけで、大きなクレーターのほとんどは不規則衛星との衝突によって形成されたと予測されていた。^{[ 29 ]}

フィービー・リング

フェーベ環は土星の環の一つです。この環は土星の赤道面（および他の環）から27度傾いています。少なくとも土星の半径の128倍から207倍^{[ 30 ]}まで広がっており、フェーベは平均して土星の半径の215倍の距離で惑星の周りを公転しています。環の厚さは惑星の直径の約40倍です^{[ 31 ]} 。環の粒子はフェーベへの微小隕石の衝突に由来すると考えられているため、フェーベの逆行軌道を共有しているはずです^{[ 32 ]} 。これは内側にある次の主要な衛星イアペトゥスの軌道運動とは逆方向です。そのため、内側に移動する環の物質はイアペトゥスの先行半球に衝突し、その2色の着色に寄与しています。^{[ 33 ] [ 34 ] [ 35 ] [ 36 ]}非常に大きいにもかかわらず、この環は事実上見えず、 NASAの赤外線スピッツァー宇宙望遠鏡を使用して発見されました。

土星の衛星ハイペリオンの表面にある暗い領域は、微細な隕石の衝突によってフェーベの表面から移動した物質が原因である可能性がある。 ^{[ a ]}最大の衝突による破片は、半径がほぼ10 km未満のノース群の他の衛星のいくつかを生成した可能性がある。 

フィービーの直径は212.8 ± 0.8  km ^{[ 4 ]} ( 132.2 mi ) で、月の約 16 分の 1です。土星の衛星の中で 9 番目に大きいですが、質量は 8 番目に大きいです。ハイペリオンは半径が大きいですが、フェーベより質量は小さいです。フェーベは 9 時間 16 分ごとに自転し、軌道とは異なり、順行方向に自転します。^{[ 6 ]}表面温度は一般的に82 ～ 112 K ( -191.2 ～ -161.2 °C)の範囲ですが、夜間には極で75 K ( -198.2 °C)を下回ることがあります。 ^{[ 13 ]}フェーベはほぼ球形です。その形状は扁平回転楕円体で近似できます。その扁平度は、自転周期と静水圧平衡にある天体と一致しています。 ^{[ 37 ]}      

土星の内側の衛星のほとんどは非常に明るい表面を持っていますが、フェーベのアルベドはそれに比べてはるかに低く（約 8〜9%）、^{[ 11 ]}、測定されたアルベドを持つ他の不規則衛星と比較すると比較的明るいです。^{[ 15 ]}フェーベの表面はひどく傷ついています。最大のクレーターであるジェイソンは、直径がおよそ 100 km です。^{[ 38 ]}フェーベの暗い色は、当初科学者たちに捕獲された小惑星であると推測させました。これは、一般的な暗い炭素質小惑星のクラスに似ていたためです。これらは化学的に非常に原始的で、太陽星雲から凝縮した元の固体で構成されており、それ以来ほとんど変化していないと考えられています。^{[ 39 ]}

しかし、カッシーニ探査機からの画像によると、フェーベのクレーターは明るさにかなりのばらつきがあり、これは厚さ約300～500メートル（980～1,640フィート）の比較的薄い暗い表面堆積物の下に大量の氷が存在することを示しています。さらに、表面には二酸化炭素が検出されており、これは小惑星ではこれまで再現されたことのない発見です。フェーベは約50％が岩石で構成されていると推定されており、土星の内側の衛星の典型的な約35％とは対照的です。これらの理由から、科学者たちはフェーベは実際には捕獲されたケンタウルス族であり、木星と海王星の間で太陽を周回するカイパーベルトの氷の小惑星の1つであると考えるようになってきています。^{[ 40 ] [ 41 ]}フェーベは、点以外のものとして画像化された最初のそのような天体です。 

ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡とカッシーニ探査機のVIMS装置によるフォエベの分光観測により、その表面に水氷と二酸化炭素が存在することが確認され、有機化合物の存在を示す証拠は曖昧である。スペクトルの全体的な形状はカイパーベルト天体のスペクトルに似ており、フォエベが捕獲された天体であることを組成的に裏付けている。また、フォエベは、シアナクやアルビオリクスなど、同様に観測された他の土星の不規則衛星よりも明らかに多くの水氷を持っているように見える。^{[ 42 ] [ 43 ]}

名前の付いた地表の特徴

フィービーの娘レトにちなんで名付けられた地域を除いて、名前の付いた地形はすべて、ギリシャ神話のイアソンとアルゴナウタイの登場人物にちなんで名付けられたクレーターである。^{[ 44 ]}

フォエベは通常、太陽系の外縁部で形成され、その後土星の周回軌道に捕らえられたと考えられている。太陽系の誕生から300万年以内にカイパーベルトで形成された可能性がある。これは、球状に溶融し、数千万年にわたって液体の水が存在するのに十分な温度を保つのに十分な放射性物質が存在するほど早い時期であった。^{[ 45 ]}フォエベは小さいにもかかわらず、固化して現在のわずかに非平衡な形状に打ち砕かれる前に、内部が分化していたと考えられている。^{[ 45 ]}しかし、フォエベはC型小惑星に由来する可能性があると主張する研究もある。^{[ 39 ] [ 38 ]}

フェーベは、土星の次に大きい逆行衛星（ユミル）よりもかなり大きいが、その理由は説明が難しいことがわかっている。^{[ 26 ]}土星によるフェーベの捕獲は偶然だったか、他の不規則天体とは異なる方法で捕獲された可能性がある。あるいは、フェーベは密度が高くC型天体であるため、D型やP型天体よりも衝突で破壊されにくく、多くの破片に分裂するのではなく、1つの天体が生き残った可能性がある。^{[ 26 ]}

土星の他の衛星とは異なり、フェーベはボイジャー探査機にとって好ましい位置ではなかった。ボイジャー2号は1981年9月に数時間フェーベを観測した。220万キロメートルの距離から低位相角で撮影された画像では、フェーベの大きさは約11ピクセルで、暗い表面に明るい斑点が見られた。^{[ 46 ]}

カッシーニは2004年6月11日にフェーベから2,068キロメートル（1,285マイル）の距離を通過し^{[ 47 ]} 、傷だらけの表面を明らかにする高解像度の画像を多数送信してきた。ボイジャー2号はフェーベの高画質の画像を撮影できなかったため、カッシーニミッション^{では高画質の画像の取得が優先事項であり[ 18 ]}、飛行経路はフェーベに接近するように意図的に設計された。そうでなければ、カッシーニはボイジャーの画像よりはるかに良い画像を送信できなかっただろう。フェーベの自転周期は約9時間17分と短いため、カッシーニはフェーベの表面のほぼ全体をマッピングすることができた。接近飛行により、フェーベの質量は500分の1の不確実性で決定することができた^{[ 48 ]。} 

• 土星の衛星

• NASAの太陽系探査サイトにあるフィービーのプロフィール
• カッシーニ・ホイヘンス マルチメディア：画像：衛星：小さな衛星
• カッシーニ峠が月の秘密を明らかに、BBCニュース、2004年6月14日
• 惑星協会：フィービー
• Asaravala, A.;土星の異質な衛星、Wired、（2005年5月4日）
• NASA：自然衛星の物理的パラメータ
• カッシーニ探査機が撮影したフェーベの画像（2011年8月13日時点のアーカイブ）
• JPLの惑星写真ジャーナルに掲載されたフィービーの画像
• 米国海洋大気庁によるフィービーの回転に関する動画
• フェーベのベースマップ（2008年4月30日にWayback Machineにアーカイブ済み、2005年12月、カッシーニの画像より）
• カッシーニ探査機の画像から作成されたフェーベ星図（2006年3月）。 2012年2月26日にウェイバックマシンにアーカイブされました。
• USGSの惑星命名法ページからのフェーベの命名法
• T. Denk氏の土星外衛星ウェブサイトに掲載されているフィービー
• カッシーニ探査機の画像科学に関する補足オンライン資料：フェーベとイアペトゥスの初期結果（ 2018年7月19日にWayback Machineにアーカイブ済み）