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土星の衛星は数が多く多様で、直径数十メートルの小さな衛星から、水星よりも大きい巨大なタイタンまであります。軌道が確認されている衛星は146個あり、太陽系のどの惑星よりも多くなっています。[1] [a]この数には、土星の密な環の中に埋め込まれた何千もの小衛星や、一度の機会に観測された数百キロメートルの大きさの遠方衛星は含まれていません。[3] [4] [5]土星の7つの衛星は、リラックスした楕円形に崩壊できるほどの大きさですが、そのうちの1つまたは2つ、タイタンとおそらくレアだけが現在静水力平衡状態にあります。3つの衛星が特に注目に値します。タイタンは、太陽系で2番目に大きい衛星（木星のガニメデに次ぐ）で、窒素を豊富に含んだ地球のような大気と、河川網と炭化水素湖が特徴的な地形を持っています。[6]エンケラドゥスは南極から氷の噴流を放出し、深い雪の層に覆われています。[7]イアペトゥスは対照的な白と黒の半球を持ち、太陽系で最も高い山々の広大な赤道山脈があります。
知られている衛星のうち24個は、通常の衛星である。それらの軌道は土星の赤道面に対してあまり傾いていないが、順行軌道を描いている。 [8]ただし、イアペトゥスは順行軌道ではあるものの大きく傾いている。 [9] [10]これは通常の衛星としては珍しい特徴である。それらには、7つの主要衛星、より大きな衛星とともにトロヤ軌道を描いて公転する4つの小型衛星、および羊飼い衛星として機能する5つの衛星（そのうち2つは相互に共軌道を描いている）が含まれる。2つの小さな衛星は、土星のBリングとGリングの内側を公転している。比較的大きなヒュペリオンは、タイタンと軌道共鳴している。残りの通常の衛星は、密度の高いAリングと狭いFリングの外縁近く、および主要な衛星ミマスとエンケラドゥスの間を公転している。通常の衛星は、伝統的にタイタンやタイタン女など、神話の土星に関連する人物にちなんで名付けられている。
残りの122個は、平均直径が2～213 km（1～132マイル）で、土星からかなり離れたところを周回している。これらは不規則衛星で、軌道傾斜角が大きく、軌道離心率は順行と逆行が混在している。これらの衛星はおそらく捕獲された小惑星か、捕獲された後に衝突で分解してできた破片で、衝突族を形成している。土星には、直径2.8 km（1.7マイル）より大きい不規則衛星が約150個あると予想されており、さらにそれより小さい衛星が数百個ある。不規則衛星は、軌道特性によって順行性のイヌイットおよびガリアのグループと、大型の逆行性のノルウェーのグループに分類され、名前は対応する神話にちなんで付けられている（ガリアのグループはケルト神話に相当）。唯一の例外は、19世紀末に発見された土星最大の不規則衛星であるフェーベである。これは北欧のグループの一部ですが、ギリシャのティターン女神にちなんで名付けられました。
土星の環は、微小なものから数百メートルの衛星までさまざまな大きさの物体で構成されており、それぞれが土星の周りを独自の軌道で回っています。 [11]そのため、土星の衛星の絶対数を示すことはできません。土星の環系を形成する無数の小さな無名の物体と、衛星として名付けられた大きな物体との境界について合意が得られていないためです。環に埋め込まれた150を超える衛星が、周囲の環の物質に生じる乱れによって検出されていますが、これはそのような物体の総数からするとほんの一部に過ぎないと考えられています。[4]
2023年5月現在[アップデート]、まだ名前が付けられていない指定衛星は83個あり、そのうち1つ（指定B環衛星S/2009 S 1）を除いてすべて不規則衛星である。（指定されていない環衛星は他にも多数ある。）名前が付けられる場合、不規則衛星のほとんどは、所属する軌道群に基づいて、ガリア、北欧、イヌイットの神話にちなんだ名前が付けられる。 [12] [13]
発見
初期の観察
望遠鏡による写真撮影の発明以前は、光学望遠鏡を使った直接観測によって土星の8つの衛星が発見されていた。土星の最大の衛星タイタンは、1655年にクリスティアーン・ホイヘンスが、自ら設計した屈折望遠鏡に57ミリメートル（2.2インチ）の対物レンズ[14]を付けて発見した。 [15]テティス、ディオネ、レア、イアペトゥス（「シデラ・ロドイケア」）は、1671年から1684年の間にジョヴァンニ・ドメニコ・カッシーニによって発見された。[16]ミマスとエンケラドゥスは、1789年にウィリアム・ハーシェルによって発見された。[16]ハイペリオンは、1848年にWCボンド、GPボンド[17]、ウィリアム・ラッセルによって発見された。[18]
長時間露光写真乾板の使用により、さらなる衛星の発見が可能になった。この方法で最初に発見されたのは、 1899年にWHピカリングによって発見されたフェーベである。[19] 1966年、土星の10番目の衛星がオードゥアン・ドルフスによって発見された。春分点付近でリングが真横から観測されたのが発見された。 [20]この衛星は後にヤヌスと名付けられた。数年後、1966年のすべての観測結果は、別の衛星が存在し、その軌道がヤヌスと似ている場合にのみ説明できることがわかった。[20]この天体は現在、土星の11番目の衛星エピメテウスとして知られている。この衛星はヤヌスと同じ軌道を共有しており、太陽系で唯一知られている共軌道の例である。 [21] 1980年、さらに3つの土星の衛星が地上から発見され、後にボイジャー探査機によって確認された。これらはディオネ（ヘレーネ）とテティス（テレストとカリプソ）のトロヤ衛星である。[21]
宇宙船による観測
それ以来、無人宇宙探査機の使用により、外惑星の研究は革命を起こした。 1980年から1981年にかけてボイジャー宇宙船が土星に到着し、アトラス、プロメテウス、パンドラの3つの衛星が新たに発見され、衛星の総数は17となった。 [21]さらに、エピメテウスはヤヌスとは別物であることが確認された。1990年、ボイジャーのアーカイブ画像でパンが発見された。 [21]
2004年7月に土星に到着したカッシーニ計画[22]は、当初3つの小さな内側の衛星を発見した。ミマスとエンケラドゥスの間にあるメトネとパレネ、およびディオネの2番目のトロヤ群衛星であるポリュデウケスである。また、Fリングにある3つの疑わしいが未確認の衛星も観測した。[23] 2004年11月、カッシーニの科学者は、土星の環の構造から、環の内側を周回する衛星がさらにいくつかあることが示されていると発表したが、その時点で視覚的に確認されていたのはダフニスのみであった。 [24] 2007年にはアンテが発表された。[25] 2008年には、カッシーニがレア付近の土星磁気圏でエネルギー電子が枯渇しているのを観測したことが、土星で2番目に大きい衛星の周りの希薄な環系の特徴である可能性があると報告された。[26] 2009年3月、Gリング内の小衛星であるアイガイオンが発表されました。 [27]同年7月、 Bリング内の最初の小衛星であるS/2009 S 1が観測されました。[28] 2014年4月、 Aリング内で新しい衛星の始まりの可能性があることが報告されました。[29]（関連画像）
外衛星
土星の衛星の研究は、望遠鏡の機器の進歩、特に写真乾板に代わるデジタル電荷結合素子の導入によっても促進されてきた。20世紀の間、フェーベは、その極めて不規則な軌道を持つ、土星の既知の衛星の中では唯一の存在であった。その後2000年には、地上の望遠鏡を使用して、さらに34個の不規則衛星が発見された。[30] 2000年後半に開始され、3台の中型望遠鏡を使用して実施された調査では、はるか遠くで土星を周回する13の新しい衛星が発見された。これらの衛星は、土星の赤道と黄道の両方に対して大きく傾いた偏心軌道を描いていた。[31]これらは、おそらく土星の重力によって捕らえられたより大きな天体の破片である。[30] [31] 2005年、マウナケア天文台を使用した天文学者は、さらに12個の小さな外衛星を発見したことを発表しました。 [32] [33] 2006年、すばる8.2m望遠鏡を使用した天文学者は、さらに9個の不規則衛星を発見したと報告しました。[34] 2007年4月には、タルケク（S / 2007 S 1）が発表され、同年5月にはS / 2007 S 2とS / 2007 S 3が報告されました。[35] 2019年には、土星の20個の新しい不規則衛星が報告され、その結果、土星は2000年以来初めて、最も多くの衛星を持つ惑星として木星を追い抜きました。[13] [3]
2019年、研究者のエドワード・アシュトン、ブレット・グラッドマン、マシュー・ボードインは、3.6メートルのカナダ・フランス・ハワイ望遠鏡を使用して土星のヒル球の調査を行い、約80個の新しい土星の不規則衛星を発見しました。[5] [36]これらの新しい衛星の追跡観測は2019年から2021年にかけて行われ、最終的に2021年11月にS/2019 S 1が発表され、2023年5月3日から16日の間にさらに62個の衛星が発表されました。[37] [2]これらの発見により、土星の確認された衛星の総数は145となり、100を超える衛星を持つ最初の惑星となりました。[37] [38] [39]さらに別の衛星S/2006 S 20が2023年5月23日に発表され、土星の衛星の総数は146個となった。 [2]これらの新しい衛星はすべて小さくて暗く、直径は3km（2マイル）以上、見かけの等級は25～27である。[5]研究者らは、土星の不規則衛星の集団は小さいサイズの方が豊富であることを発見し、数億年前に起こった衝突の破片である可能性が高いことを示唆している。研究者らは、直径2.8km（1.7マイル）を超える土星の不規則衛星の真の集団は150 ± 30であり、これは同じ大きさの木星の不規則衛星の約3倍に相当します。このサイズ分布がさらに小さな直径にも当てはまる場合、土星は本質的に木星よりも不規則衛星が多いことになります。[5]
外惑星の衛星の発見
土星の衛星
ネーミング
土星の衛星の現代的な名前は、1847年にジョン・ハーシェルによって提案されました。 [16]彼は、ローマ神話の農業と収穫の神であるサターン（ギリシャ神話のクロノスに相当）に関連する神話上の人物にちなんで名付けることを提案しました。[16]特に、当時知られていた7つの衛星は、クロノスの兄弟姉妹であるティターン、ティターン女、巨人にちなんで名付けられました。 [19]このアイデアは、シモン・マリウスが木星の衛星に付けた神話上の命名スキームに似ています。[40]
サトゥルヌスが子供たちを食い尽くしたため、家族を彼の周りに集めることができず、兄弟姉妹であるティターン族とティターン族のどちらかを選ぶことになった。イアペトゥスという名前は、外側の衛星の目立たなさと遠さから、ティターンはホイゲニアン衛星の巨大さから、また 3 つの女性名 [レア、ディオネ、テティス] は、カシニアン衛星の中間の 3 つをまとめたものであるように思われる。内側の小さな衛星は、より若く劣った (それでも超人的であるが) 子孫から選ばれた男性名 [エンケラドゥスとミマス] への回帰によって適切に特徴づけられるようである。[喜望峰での天文観測の結果、p. 415]
1848年、ラッセルは土星の第8衛星を別のタイタンにちなんでヒュペリオンと名付けることを提案した。[18] [40] 20世紀にタイタンの名前が尽きると、衛星はギリシャ・ローマ神話のさまざまな登場人物や他の神話の巨人にちなんで名付けられた。[41]不規則衛星はすべて（他の衛星より約1世紀前に発見されたフェーベを除く） 、イヌイット、ガリアの神々、北欧の氷の巨人にちなんで名付けられている。[42]
いくつかの小惑星は土星の衛星と同じ名前を共有している：55 パンドラ、106 ディオネ、577 レア、1809 プロメテウス、1810 エピメテウス、および4450 パン。さらに、国際天文学連合(IAU)によって恒久化された綴りの違いがなければ、さらに 3 つの小惑星が土星の衛星と同じ名前を共有していたであろう：カリプソと小惑星53 カリプソ、ヘレーネと小惑星101 ヘレナ、およびグンロドと小惑星657 グンロド。
身体的特徴
土星の衛星系は非常に不均衡である。土星の周りを周回する衛星の 96% 以上は、衛星タイタンである。他の 6 つの平面衛星(楕円体衛星) は、質量の約 4% を占め、残りの小さな衛星は、環とともに、質量のわずか 0.04% を占めるに過ぎない。[b]
軌道グループ
境界はやや曖昧ではあるが、土星の衛星は軌道特性によって10のグループに分けられる。パンやダフニスなど多くの衛星は土星の環系内を周回し、公転周期は土星の自転周期よりわずかに長いだけである。[46] 最も内側の衛星とほとんどの規則的な衛星の平均軌道傾斜角は1度未満から約1.5度（傾斜角7.57度のイアペトゥスを除く）で、軌道離心率は小さい。[3] 一方、土星の衛星系の最も外側の領域にある不規則衛星、特にノルズ群は、軌道半径が数百万キロメートルで、公転周期は数年に及ぶ。ノルズ群の衛星はまた、土星の自転と逆方向に公転している。[42]
内側の衛星
リング小衛星
2009年7月下旬、Bリングの外縁から480km離れた場所に、影によって衛星S/2009 S 1が発見された。 [28]直径は300mと推定される。Aリングの衛星（下記参照）とは異なり、この衛星は「プロペラ」のような特徴を示さないが、これはおそらくBリングの密度によるものと思われる。[47]
2006年、カッシーニが撮影したAリングの画像の中に、4つの小さな小衛星が見つかった。[48]この 発見以前には、Aリングの隙間の中にある大きな衛星はパンとダフニスの2つしか知られていなかった。これらは、リングの連続した隙間を埋めるのに十分な大きさである。 [48]対照的に、小衛星は、小衛星自体のすぐ近くにある直径約10kmの部分的な隙間を2つ埋めるのに十分な質量しか持たず、飛行機のプロペラのような形をした構造を形成する。[49]小衛星自体は直径約40〜500メートルと小さく、直接見るには小さすぎる。[4]
2007年に150個以上の小衛星が発見され、それらは（エンケの隙間の外側で見られる2つを除いて）土星の中心から126,750～132,000 kmの間のAリングの3つの狭い帯状領域に限られていることが明らかになった。各帯状領域の幅は約1,000 kmで、土星の環の幅の1%未満である。[4]この領域は、より大きな衛星との共鳴によって引き起こされる擾乱からは比較的自由であるが、[4]擾乱のないAリングの他の領域には小衛星がないようだ。小衛星は、おそらくより大きな衛星の分裂によって形成された。[49] Aリングには、大きさが0.8 kmを超えるプロペラが7,000～8,000個、0.25 kmを超えるプロペラが数百万個あると推定されている。[4] 2014年4月、NASAの科学者はAリング内で新しい衛星が統合される可能性があると報告しました。これは、土星の現在の衛星が、土星のリングシステムがはるかに巨大だった過去に同様のプロセスで形成された可能性があることを示唆しています。[29]
同様の小衛星がFリングに存在する可能性がある。[4]そこでは、近くの小衛星プロメテウスからの摂動によって引き起こされたこれらの小衛星とFリングの核との衝突により、物質の「ジェット」が発生している可能性がある。Fリングの最も大きな小衛星の1つは、まだ確認されていない天体S/2004 S 6である可能性がある。Fリングには、直径約1kmのさらに小さな小衛星がFリングの核の近くを周回することで生じたと考えられる一時的な「扇状地」もある。[50]
最近発見された衛星の一つであるアイガイオンは、 Gリングの明るい弧の中にあり、ミマスと7:6の平均運動共鳴に閉じ込められています。 [27]これは、アイガイオンが土星の周りを正確に7回公転するのに対し、ミマスは正確に6回公転することを意味します。この衛星は、このリングの塵の源となる天体の中で最大のものです。[51]
リングシェパード
羊飼い衛星は、惑星の環系の内側、またはすぐ外側を周回する小型の衛星である。羊飼い衛星は環を彫刻する効果があり、環に鋭いエッジを与え、環の間に隙間を作る。土星の羊飼い衛星は、パン（エンケの隙間）、ダフニス（キーラーの隙間）、プロメテウス（Fリング）、ヤヌス（Aリング）、エピメテウス（Aリング）である。[23] [27]これらの衛星は、既存の高密度の核に脆い環の物質が集積した結果として形成されたと考えられる。現在の衛星の3分の1から半分の大きさの核は、環の親衛星が崩壊したときに形成された衝突破片である可能性がある。[46]
ヤヌスとエピメテウスは共軌道衛星である。[21]大きさは似ているが、ヤヌスはエピメテウスよりもやや大きい。[46]両者の軌道の長半径の差は100キロメートル未満で、すれ違うと衝突するほど近い。衝突する代わりに、重力の相互作用により4年ごとに軌道が入れ替わる。[52]
その他の内衛星
リング羊飼い衛星でもリング小衛星でもない他の内側の衛星には、アトラスとパンドラがあります。
内側大
土星の環と衛星
土星の最も内側の大きな衛星は、アルキオニデス群の 3 つの小さな衛星とともに、 その薄いE リング内を周回しています。
- ミマスは内側の球状の衛星の中では最小かつ最小の質量であるが[44]、その質量はメトーネの軌道を変えるほどである。[52]土星の重力の影響で、極では短く、赤道では長く（約 20 km）なっており、顕著に卵形をしている。[53]ミマスには、直径の 3 分の 1 の大きな衝突クレーターであるヘルシェルが、先端半球に位置している[54]ミマスは過去も現在も地質活動が知られておらず、表面は衝突クレーターで占められているが、地表から 20～30 km 下に水の海がある。[55]唯一知られている地質学的特徴は、おそらくヘルシェルの衝突によってミマスが粉砕されたときに形成された、いくつかの弓状および直線状の谷である。[54]
- エンケラドゥスは、土星の衛星の中では球形をした最小の衛星の一つで、ミマスだけがこれより小さい[53]が、現在、内部活動している唯一の小型土星衛星であり、現在地質学的に活動している太陽系で知られている最小の天体である。[56]その表面は形態学的に多様で、クレーターの多い古代の地形と、衝突クレーターの少ない比較的新しい滑らかな地域がある。エンケラドゥスの多くの平野は、線状構造によって断裂し、交差している。[56]その南極の周辺地域は異常に暖かく、長さ約130kmの「タイガーストライプ」と呼ばれる断裂系によって分断されていることがカッシーニによって発見され、その一部からは水蒸気と塵の噴出が見られる。[56]これらの噴出は南極から大きな噴煙を形成し、土星のEリングを補充し[56] 、土星の磁気圏におけるイオンの主な発生源となっている。[57]ガスと塵は毎秒100kg以上の速度で放出されている。エンケラドゥスの南極表面の下には液体の水があるかもしれない。[56]この氷火山活動のエネルギー源は、ディオネとの2:1の平均運動共鳴であると考えられている。[56]表面の純粋な氷により、エンケラドゥスは太陽系で最も明るい既知の天体の一つとなっており、その幾何学的アルベドは140%以上である。[56]
- テティスは土星の内側の衛星の中で3番目に大きい。[44]最も顕著な特徴は、先端半球にあるオデュッセウスと呼ばれる大きな（直径400 km）衝突クレーターと、テティスの周囲を少なくとも270°にわたって広がるイタカ・カズマと呼ばれる広大な峡谷システムである。 [54]イタカ・カズマはオデュッセウスと同心円上にあり、これら2つの特徴は関連している可能性がある。テティスには現在地質活動がないと思われる。クレーターの多い丘陵地帯が表面の大部分を占め、オデュッセウスの反対側の半球には小さく滑らかな平野部がある。[54]平野にはクレーターが少なく、明らかに新しい。クレーターの多い地形とは鋭い境界で区切られている。また、オデュッセウスから放射状に広がる伸張性の谷のシステムもある。[54]テティスの密度（0.985 g/cm3 ）は水よりも低く、主に水氷でできており、岩石はごくわずかであることを示している。[43]
- ディオネは土星の2番目に大きい内衛星である。その密度は、地質学的に死んだ最大の内衛星レアよりも高いが、活動中のエンケラドゥスよりは低い。[53]ディオネの表面の大部分はクレーターの多い古い地形であるが、この衛星は、過去に地球規模の地殻変動があったことを示す、広範囲にわたる谷と線状の地形で覆われている。[58]谷と線状の地形は、特に後縁半球で顕著で、交差する複数の亀裂が「かすかな地形」と呼ばれる地形を形成している。[58]クレーターの多い平原には、直径250 kmに達する大きな衝突クレーターがいくつかある。[54]衝突クレーターの数が少ない滑らかな平原も、表面のごく一部に存在する。[59]これらは、おそらくディオネの地質学的歴史の比較的後になってから地殻変動によって再形成されたものと思われる。滑らかな平原の2か所で、長方形の衝突クレーターに似た奇妙な地形（窪地）が確認されており、どちらも放射状の亀裂と谷のネットワークの中心にあります。[59]これらの地形は氷火山起源である可能性があります。ディオネは現在でも地質学的に活発である可能性がありますが、その規模はエンケラドゥスの氷火山活動よりもはるかに小さいです。これは、ディオネがエンケラドゥスと同様に土星の磁気圏のプラズマの純粋な発生源であることを示すカッシーニの磁気測定に基づいています。[59]
アルキノニド
ミマスとエンケラドゥスの間には、メトネ、アンテ、パレネという3つの小さな衛星が周回している。ギリシャ神話のアルキオニデスにちなんで名付けられたこれらの衛星は、土星系で最も小さい衛星の1つである。アンテとメトネは軌道に沿って非常にかすかな環弧を描いているが、パレネはかすかな完全な環を描いている。[60]これら3つの衛星のうち、メトネだけが至近距離から撮影されており、卵形でクレーターがほとんどないか全くないことがわかっている。[61]
トロイの木馬
トロヤ群衛星は土星系でのみ知られているユニークな特徴である。トロヤ群天体は、大きな衛星や惑星など、はるかに大きな天体のラグランジュ点L 4または L 5 を周回する。テティスには、 テレスト(先行) とカリプソ(後続) の 2 つのトロヤ群衛星があり、ディオネにも、ヘレーネ(先行) とポリデウケス(後続) の 2 つのトロヤ群衛星がある。[23]ヘレーネは、トロヤ群衛星の中では群を抜いて最大である。 [53]一方、ポリデウケスは最も小さく、最も混沌とした軌道を描いている。 [52]これらの衛星は、表面を滑らかにする塵埃で覆われている。[62]
外側大
土星の外側の大きな衛星
これらの衛星はすべて E リングの外側を周回しています。
- レアは土星の衛星の中で2番目に大きい。天王星の2番目に大きい衛星オベロンよりもわずかに大きい。[53] 2005年、カッシーニはレアのプラズマ航跡の電子の減少を検出した。これは土星の磁気圏の共回転プラズマが衛星に吸収されるときに形成される。[26]この減少は、いくつかのかすかな赤道リングに集中している塵サイズの粒子の存在によって引き起こされるという仮説が立てられた。[26]このようなリングシステムにより、レアは太陽系でリングを持つことが知られている唯一の衛星となる。[26]その後、カッシーニの狭角カメラによっていくつかの角度から推定リング面を対象とする観測が行われたが、予想されたリング物質の証拠は見つからず、プラズマ観測の起源は未解決のままとなった。[63]それ以外の点では、レアは典型的なクレーターの多い表面をしているが、[54]例外として、後方半球にあるいくつかの大きなディオネ型の亀裂（かすかな地形）[64]と、現在または以前のリングから物質が軌道を外れて堆積した可能性がある赤道上の非常にかすかな物質の「線」がある。[65]レアはまた、その反土星半球に直径約400 kmと500 kmの2つの非常に大きな衝突盆地を持っている。[64]最初のティラワは、テティスのオデュッセウス盆地にほぼ匹敵する。[54]また、西経112°にはインクトミ[66] [c]と呼ばれる直径48 kmの衝突クレーターがあり、明るい光線の拡張システムのために目立っており、[67]土星の内側の衛星で最も新しいクレーターの1つである可能性がある。[64]レアの表面にはいかなる内因性活動の証拠も発見されていない。[64]
- タイタンは直径5,149kmで、太陽系で2番目に大きい衛星であり、土星では最大の衛星である。[68] [44]すべての大型衛星の中で、タイタンは 主に窒素と少量のメタンでできた高密度（表面圧力1.5気圧）で冷たい大気を持つ唯一の衛星である。[69]高密度の大気は、特に南極地域に明るい白色の対流雲を頻繁に生み出す。 [69] 2013年6月6日、IAA-CSICの科学者は、タイタンの上層大気で多環芳香族炭化水素を検出したと報告した。 [70] 2014年6月23日、NASAは、タイタンの大気中の窒素は彗星に関連するオールトの雲の物質に由来するものであり、以前に土星を形成した物質に由来するものではないという強力な証拠があると主張した。[71] [69]明るい部分と暗い部分のパターン、流路、そしておそらく氷火山が含まれています。[69] [72]いくつかの暗い部分は、潮汐風によって形成された縦方向の砂丘で覆われており、砂は凍った水または炭化水素でできています。 [73]タイタンは、地球を除いて太陽系で唯一、表面に液体の塊があり、北極と南極にメタン-エタン湖の形で存在しています。 [74]最大の湖であるクラーケン海は、カスピ海よりも大きいです。[75]エウロパやガニメデと同様に、タイタンにはアンモニアが混ざった水でできた地下の海があり、それが月の表面に噴出して氷火山活動を引き起こす可能性があると考えられています。 [72] 2014年7月2日、NASAはタイタン内部の海が「地球の死海と同じくらい塩分濃度が高い」可能性があると報告しました。[76] [77]
- ハイペリオンは土星系でタイタンに最も近い衛星である。この2つの衛星は平均運動共鳴が4:3で、タイタンが土星の周りを4回公転するのに対し、ハイペリオンはちょうど3回公転する。[44]ハイペリオンの平均直径は約270 kmで、ミマスよりも小さく軽い。[78]非常に不規則な形をしており、非常に奇妙な黄褐色の氷の表面はスポンジに似ているが、内部は部分的に多孔質である可能性もある。[78]平均密度は約0.55 g/cm 3 [78]であり、完全に氷でできていると仮定しても多孔率は40%を超える。ハイペリオンの表面は多数の衝突クレーターで覆われており、直径2～10 kmのクレーターが特に多い。[78]短期的には衛星は長軸を中心に1日あたり約72～75°の速度で回転しますが、長期的にはその回転軸（スピンベクトル）が空を無秩序に動き回ります。[78]これにより、ハイペリオンの回転挙動は本質的に予測不可能になります。[79]
- イアペトゥスは土星の衛星の中で3番目に大きい。[53]土星の周りを350万kmで公転しており、土星の大型衛星の中では群を抜いて最も遠く、また、最大の軌道傾斜角15.47°を持っている。[45]イアペトゥスは、その珍しい2色の表面で長い間知られており、その先頭半球は真っ黒で、後続半球は新雪のように明るい。[80] カッシーニの画像は、暗い物質がカッシーニ地域と呼ばれる先頭半球の赤道付近の広い領域に限定されていることを示しており、これはおよそ北緯40度から南緯40度に広がっている。[80]イアペトゥスの極領域は後続半球と同じくらい明るい。カッシーニはまた、ほぼ衛星の赤道全体に広がる高さ20kmの赤道尾根を発見した。[80]イアペトゥスの明るい面も暗い面も、それ以外は古く、クレーターが多数ある。画像では、直径380～550 kmの少なくとも4つの大きな衝突盆地と、多数の小さな衝突クレーターが明らかになった。[80]いかなる内因性活動の証拠も発見されていない。[80]イアペトゥスの鮮明な二色性表面の一部を覆っている暗い物質の起源の手がかりは、2009年にNASAのスピッツァー宇宙望遠鏡が土星の衛星フェーベの軌道のすぐ内側に、広大でほとんど目に見えない円盤、すなわちフェーベリングを発見したときに見つかった可能性がある。[81]科学者たちは、この円盤はフェーベへの衝突によって巻き上げられた塵と氷の粒子から生じたものだと考えている。円盤の粒子はフェーベ自体と同様にイアペトゥスと反対方向に軌道を描いているため、土星の方向に漂う粒子とイアペトゥスは衝突し、その前半球をわずかに暗くする。[81]イアペトゥスの異なる地域間でアルベドの差、つまり平均気温の差が明らかになると、暖かい地域から水氷が昇華し、冷たい地域に水蒸気が沈着するという熱暴走のプロセスが起こった。イアペトゥスの現在のツートンカラーの外観は、主に氷で覆われた明るい領域と、表面の氷が失われた後に残った暗いラグ領域のコントラストによって生まれた。[82] [83]
不規則
不規則衛星は、大きな半径を持ち、傾斜しており、しばしば逆行軌道をとる小型衛星で、親惑星に捕獲されたと考えられている。衝突家族または衝突グループとして発生することが多い。[30]不規則衛星の正確な大きさとアルベドは、望遠鏡で解像できないほど小さいため、はっきりとはわかっていないが、後者は通常、約6％（フェーベのアルベド）以下と非常に低いと想定されている。[31]不規則衛星は、一般的に、水の吸収帯が支配的な、特徴のない可視および近赤外線スペクトルを持つ。 [30]色は中性または中程度の赤で、C型、P型、またはD型の小惑星に似ているが、[42]カイパーベルト天体より赤みがはるかに少ない。[30] [d]
イヌイット
イヌイットグループには、惑星からの距離（土星の半径の190〜300倍）、軌道傾斜角（45〜50°）、色が十分に類似しているため、グループと見なすことができる13個の順行外衛星が含まれます。 [31] [42]イヌイットグループは、異なる軌道長径でさらに3つの異なるサブグループに分かれており、それぞれの最大のメンバーにちなんで名付けられています。軌道長径の昇順で並べると、これらのサブグループはキビウクグループ、パリアクグループ、シアルナクグループになります。[1]キビウクグループには、キビウク、イジラク、S/2005 S 4、S/2019 S 1、S/2020 S 1の5つのメンバーが含まれます。シアルナックグループには、シアルナック、タルケク、S/2004 S 31、S/2019 S 14、S/2020 S 3、S/2019 S 6、S/2020 S 5の7つのメンバーが含まれます。[84]キビウクおよびシアルナックサブグループとは対照的に、パアリアクサブグループにはパアリアク自体以外の既知のメンバーは含まれていません。[1]イヌイットグループ全体の中で、シアルナックは最大のメンバーであり、推定サイズは約39 kmです。[85]
ガリア語
ガリア群には、惑星からの距離（土星の半径の200〜300倍）、軌道傾斜角（35〜40°）、色が十分に類似しているため、グループと見なすことができる7つの順行外衛星が含まれます。[31] [42]これらは、アルビオリクス、ベビオン、エリアプス、タルヴォス、[42] 土星LX、[86] S/2007 S 8、およびS/2020 S 4です。[84]これらの衛星のうち最大のものはアルビオリクスで、推定直径は約29kmです。[85]
ノルウェー語
土星の逆行する外側の衛星100個はすべて、おおまかにノルマングループに分類される。[31] [42]これらは、エーギル、アングルボダ、アルヴァルディ、ベリ、ベルゲルミル、ベストラ、エッグテル、ファルバウティ、フェンリル、フォルニョット、ゲイルロド、ゲルド、グレイプ、グリドル、グンロド、ハティ、ヒュロキン、ヤルンサクサ、カリ、ローゲ、ムンディルファリ、ナルヴィ、フェーベ、スカティ、スコル、スクルミル、スルトゥル、スットゥングル、ティアッツィ、スリュムル、ユミル、[42]および名前のない69個の衛星である。フェーベに次いで、ユミルは既知の逆行不規則衛星の中で最大であり、推定直径はわずか22kmである。[1]
- フィービー、直径213 ± 1.4kmで、土星の不規則衛星の中では断然最大である。[30]逆行軌道を持ち、9.3時間ごとに自転する。[87]フェーベは、 2004年6月にカッシーニによって詳細に調査された土星の最初の衛星であった。この遭遇でカッシーニは衛星表面の約90%の地図を作成することができた。フェーベはほぼ球形をしており、密度が約1.6g/cm3と比較的高い。 [ 30]カッシーニの画像では、多数の衝突によって傷ついた暗い表面が明らかになり、直径10kmを超えるクレーターが約130個ある。このような衝突により、フェーベの破片が土星の周回軌道に放出された可能性があり、そのうちの2つはフェーベと軌道が似ているS/2006 S 20とS/2006 S 9である可能性がある。[1] [88] [89]分光測定により、表面は水氷、二酸化炭素、層状珪酸塩、有機物、そしておそらく鉄を含む鉱物でできていることが示された。[30]フェーベはカイパーベルトで発生した捕獲されたケンタウロス族であると考えられている。[30]また、イアペトゥスの先端半球を暗くしている土星の最大の環の材料源でもある（上記参照）。[81]
異常な順行衛星
土星の順行衛星2つは、イヌイットグループにもガリアグループにも明確には属していない。[1] S/2004 S 24とS/2006 S 12はガリアグループと同様の軌道傾斜角を持っているが、軌道長半径はそれぞれ土星半径の約400倍と約340倍と、はるかに遠い軌道を持っている。[84] [13] [1]
リスト
確認済み
ここでは土星の衛星を、公転周期（または長半径）の短いものから長いものの順に並べている。表面が崩壊して球形になるほど巨大な衛星は太字で強調表示され、背景は青でマークされている。一方、不規則衛星は赤、オレンジ、緑、灰色の背景で示されている。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、ここで挙げた不規則衛星の軌道要素は、ジェット推進研究所による5,000 年間の数値積分の平均である。これらは、他の情報源から提供される接触軌道要素とは大きく異なる場合がある。 [ 84] [86]これらの軌道要素はすべて、 2000 年 1 月 1 日を基準年としている。 [84]
未確認
以下の表に挙げたFリングの衛星（カッシーニが観測）は固体であるとは確認されていない。これらが本物の衛星なのか、それともFリング内の単なる塊なのかはまだ明らかではない。[23]
偽造
2つの衛星はそれぞれ別の天文学者によって発見されたと主張されたが、二度と目撃されることはなかった。どちらの衛星もタイタンとヒュペリオンの間を周回していると言われていた。[96]
- カイロンは1861年にヘルマン・ゴールドシュミットによって目撃されたとされているが、他の誰にも観測されなかった。[96]
- テミスは1905年に天文学者ウィリアム・ピカリングによって発見されたとされているが、その後再び発見されることはなかった。しかし、1960年代まで数多くの年鑑や天文学の本に掲載されていた。[96]
仮説
2022年、マサチューセッツ工科大学の科学者は、カッシーニ・ホイヘンス計画のデータを用いて、仮想的な元衛星クリサリスを提唱した。クリサリスはタイタンとイアペトゥスの間を周回していたが、軌道が徐々に偏心し、土星に引き裂かれたとされる。その質量の99%は土星に吸収され、残りの1%は土星の環を形成したとされる。[97] [98]
一時的
木星と同様に、小惑星や彗星はまれに土星に接近し、さらにまれに土星の軌道に捕らえられる。P/2020 F1（レオナルド）彗星は、978,000 ± 65,000 km (1936年5月8日に土星に608,000 ± 40,000マイルの距離を移動した。これはタイタンの軌道よりも近く、軌道離心率はわずか1.098 ± 0.007。この彗星は、これ以前に一時的な衛星として土星を周回していた可能性があるが、非重力の力をモデル化することが難しいため、本当に一時的な衛星であったかどうかは不明である。[99]
他の彗星や小惑星も、ある時点で一時的に土星を周回していた可能性があるが、現在のところそのようなことは知られていない。
形成
土星のタイタン、中型の衛星、環からなるシステムは、木星のガリレオ衛星に近い構成から発達したと考えられているが、詳細は不明である。2つ目のタイタンサイズの衛星が分裂して環と内側の中型の衛星ができたという説や、[100] 2つの大きな衛星が融合してタイタンが形成され、衝突で飛び散った氷の破片が中型の衛星になったという説が提唱されている。[101] 2014年6月23日、NASAは、タイタンの大気中の窒素はオールトの雲の物質に由来し、彗星と関連しており、以前に土星を形成した物質に由来するものではないという強力な証拠があると主張した。[71]エンケラドゥスの潮汐力に基づく地質活動と、テティス、ディオネ、レアの軌道における過去の大規模な共鳴の証拠がないことに基づく研究では、レアまでの衛星の年齢はわずか1億年である可能性があることが示唆されている。[102]
参照
注記
- ^ 2023年5月3日から16日までに62個の衛星が発表されました: S/2020 S 1 、S/2006 S 9、S / 2007 S 5 、S/2004 S 40 、S/2019 S 2、S/2019 S 3、S/2020 S 2、S/2020 S 3、 S/2019 S 4、 S/2004 S 41、S/2020 S 4、S/2020 S 5、S/2007 S 6、S/2004 S 42、S/2006 S 10、S/2019 S 5、S /2004 S 43、S/2004 S 44、S/2004 S 45、S/2006 S 11、S/2006 S 12、S/2019 S 6、S/2006 S 13、S/2019 S 7、S/2019 S 8、S/2019 S 9、S/2004 S 46、S/2019 S 10、S/2004 S 47、S/2019 S 11、S/2006 S 14、S/2019 S 12、S/2020 S 6、S/2019 S 13、S/2005 S 4、S/2007 S 7、S/2007 S 8、S/2020 S 7、S/2019 S 14、S/2019 S 15、S/2005 S 5、S/2006 S 15、S/2006 S 16、S/2006 S 17、S/2004 S 48、S/2020 S 8、S/2004 S 49、S/2004 S 50、S/2006 S 18、S/2019 S 16、S/2019 S 17、S/2019 S 18、S/2019 S 19、S/2019 S 20、S/2006 S 19、S/2004 S 51、S/2020 S 9、S/2004 S 52、S/2007 S 9、S/2004 S 53、S/2020 S 10、およびS/2019 S 21は、MPEC 2023-J21から2023-K05で公開されました。 2023年5月23日にもう1つの衛星S/2006 S 20が発表され、最終的な衛星数は146個となった。[2] [1]
- ^ リングの質量はミマスの質量とほぼ同じであるが[11]、残りの衛星の中で最も重いヤヌス、ヒペリオン、フェーベの合計質量はその約3分の1である。リングと小衛星の合計質量は約5.5 × 10 19 kg .
- ^ インクトミはかつて「ザ・スプラット」として知られていた。[67]
- ^ 測光色は衛星表面の化学組成の代理として使用されることがあります。
- ^ 確認された衛星には、IAUによって名前とローマ数字からなる恒久的な指定が与えられる。[41] 1850年以前に知られていた8つの衛星は土星からの距離順に番号が付けられ、残りは恒久的な指定を受けた順に番号が付けられている。多くの小さな衛星はまだ恒久的な指定を受けていない。
- ^ 通常の衛星の絶対等級は、NASAの土星衛星ファクトシートに記載されている平均直径と幾何反射率から計算されます。[45]いくつかの小さな内衛星の絶対等級の推定値は、測定された幾何反射率を持たないため入手できません。不規則衛星の絶対等級は、小惑星センターの自然衛星エフェメリスサービスから取得されました。[90]計算はNASA/JPLの小惑星サイズ推定器を使用して行われました。[91]
- ^ パンからヘレネまでの小さな内側の衛星の直径と大きさは、Thomas et al., 2020、表1から引用されています。[92]ミマス、エンケラドゥス、テティス、ディオネ、レア、イアペトゥス、およびフェーベの直径と大きさは、Thomas 2010、表1から引用されています。[43]シアルナックとアルビオリクスの直径は、Grav et al., 2015、表3から引用されています。[85]その他の不規則衛星のおおよその大きさは、その集団の平均値である0.04の幾何学的アルベドを仮定して、絶対等級から計算されています。[91 ]
- ^ ハイペリオン、フェーベ、ヘレーネを含む大きな丸い衛星の質量は、Jacobson et al., 2022、表5から引用しました。[93]アトラス、プロメテウス、パンドラ、エピメテウス、ヤヌスの質量は、Lainey et al., 2023、表1から引用しました。[94]パン、ダフニス、アイガイオン、メトネ、パレーネの質量は、Thomas et al., 2020、表2から引用しました。[92]その他の規則衛星の質量は、体積に密度500 kg/m 3 (0.5 g/cm 3 )を掛けて計算し、不規則衛星の質量は密度1000 kg/m 3 (1.0 g/cm 3 )と仮定して計算しました。
- ^ abcd すべての衛星の時間平均軌道要素はJPL Solar System Dynamicsから取得されました。[84]
- ^ 負の軌道周期は、土星の周りを逆行軌道で回っていることを示します（惑星の自転と反対）。不規則衛星の軌道周期は、摂動により、軌道長半径と直接相関しない場合があります。
- ^規則衛星とフェーベの軌道傾斜角は ラプラス平面を基準としている。不規則衛星の軌道傾斜角は黄道面を基準としている。[84]
- ^ ab 同様の傾斜角を持つためガリア群の一部である可能性があるが、長半径はより遠い。[1]
- ^ S/2004 S 4は一時的な塊であった可能性が高く、最初の目撃以来回収されていない。[23]
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外部リンク
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- 惑星協会のブログ記事（2017-05-17）Emily Lakdawallaによる、衛星の大きさを比較した画像付き
- ティルマン・デンク: 土星の外側衛星
