レア（月）

レア

2005 年 11 月 26 日に撮影されたカッシーニの画像から作成されたレアのモザイク
発見
発見者	GDカッシーニ[1]
発見日	1672年12月23日[1]
指定
指定	サターンV
発音	/ ˈ r iː . ə / [2]
名前の由来	レア ​
形容詞	Rhean / ˈ r iː . ən / [3]
軌道特性 [4]
半長軸	527,040  km [ 5]
偏心	0.001 [5]
軌道周期（恒星）	4.518 212 日
平均軌道速度	8.48 km/s [a]
傾斜	0.35° [5]
衛星の	土星
身体的特徴
寸法	1532.4 × 1525.6 × 1524.4 km  [6]
平均半径	763.5 ± 0.5km [7]
表面積	7 325 342  km 2 [b]
質量	（2.306 4854 ± 0.000 0522）× 10 21  kg [7]（約3.9 × 10−4地球）
平均密度	1.2372 ± 0.0029 g/cm3 [ 7]
表面重力	0.26 m/s 2 [c]
慣性モーメント係数	0.3911 ± 0.0045 [8]（議論あり/不明[9]）
脱出速度	0.635 km/秒
朔望周期	4.518 212 日 (同期)
軸傾斜	ゼロ
アルベド	0.949 ± 0.003 (幾何)  [10]
表面温度 分 平均 最大 ケルビン 53キロ   99 千円
見かけの等級	10  [11]

レア（/ ˈ r iː . ə / ）は、土星の2番目に大きい衛星であり、太陽系では9番目に大きい衛星で、表面積はオーストラリアの面積に匹敵します。正確な測定により静水力平衡と一致する形状が確認された太陽系最小の天体です。レアは土星の周りをほぼ円軌道で公転していますが、土星の他の主要な衛星と同様に潮汐固定されており、つまり、公転（公転）と同じ周期で自転するため、一方の半球が常に土星の方向を向いています。

衛星自体の密度はかなり低く、およそ 4 分の 3 が氷で、4 分の 1 が岩石で構成されています。レアの表面には多数のクレーターがあり、前半球と後半球がはっきりと分かれています。衛星ディオネと同様に、レアには高アルベドの氷の崖があり、宇宙から見ると明るい細い筋のように見えます。表面温度は -174 °C から -220 °C の範囲です。

レアは1672年にジョバンニ・ドメニコ・カッシーニによって発見されました。それ以来、ボイジャー探査機2機がレアを訪れ、 2005年、2007年、2010年、2011年、そして2013年にもう一度カッシーニ探査機がレアを接近飛行しました。

レアは1672年12月23日、ジョヴァンニ・ドメニコ・カッシーニによって、ジュゼッペ・カンパーニ製の10.4メートル（34フィート）の望遠鏡で発見されました。^{[1] [12]}カッシーニは発見した4つの衛星（テティス、ディオネ、レア、イアペトゥス）をルイ14世に敬意を表してシデラ・ロドイケア（ルイの星）と名付けました。^[1] レアはカッシーニが発見した土星の2番目の衛星であり、土星全体では3番目に発見された衛星でした。^[1]

レアは、ギリシャ神話の「神々の母」であり、土星の神であるクロノスの妻であるタイタン神レアにちなんで 名付けられました。また、土星V （ミマス、エンケラドゥス、テティス、ディオネに次いで、惑星から外側に向かう5番目の主要な衛星）とも呼ばれています。 ^{[13] [14]}

天文学者たちは、これらとタイタンを土星Iから土星Vと呼ぶ習慣に陥った。^[1] 1789年にミマスとエンケラドゥスが発見されると、番号体系は土星VIIにまで拡張され、1848年にヒュペリオンが発見されると土星VIIIにまで拡張された。 ^[14]

レアという名前が付けられたのは1847年、ジョン・ハーシェル（天王星と土星の他の2つの衛星ミマスとエンケラドゥスの発見者であるウィリアム・ハーシェルの息子）が『喜望峰における天文観測の結果』の中で、クロノス（ローマ神話の土星）の姉妹兄弟であるタイタン族の名前を使うことを提案したときだった。^{[15] [1]}

レアの軌道離心率は非常に低く（0.001）、ほぼ円形である。傾斜角は1度未満で、土星の赤道面からわずか0.35度傾いている。^[5]

レアは潮汐ロックされており、同期して自転している。つまり、公転（軌道）と同じ速度で自転するため、一方の半球は常に土星の方向を向いている。これは近極と呼ばれる。同様に、一方の半球は常に移動方向に対して前を向いている。これは先行半球と呼ばれ、もう一方の半球は月の動きに対して後ろを向いている。^{[16] [17]}

レアは密度が約1.236 g/cm ³の氷天体である。この低密度は、レアが約25%の岩石（密度約3.25 g/cm ³）と約75%の水氷（密度約0.93 g/cm ³）でできていることを示している。この衛星の温度プロファイルに基づくと、氷II（高圧で極低温の氷）の層は、地表から約350～450キロメートル（220～280マイル）下から始まると考えられている。^{[18] [19] [20]}レアの直径は1,528キロメートル（949マイル）だが、それでも土星最大の衛星タイタンの3分の1の大きさしかない。 ^[21]レアは9番目に大きい衛星であるが、質量は10番目に大きい衛星である。実際、天王星の2番目に大きい衛星であるオベロンはほぼ同じ大きさですが、密度（1.63対1.24）が大幅に高く、したがって質量も大きいです。ただし、体積はレアの方がわずかに大きいです。^[d]月の表面積は7,330,000平方キロメートル（2,830,000平方マイル）と推定され、オーストラリア（7,688,287 km ²）とほぼ同じです。^{[22] [b]}

カッシーニ・ホイヘンス計画の前は、レアには岩石の核があると考えられていた。^{[23]しかし、2005年に}カッシーニ探査機 がレアに接近した際に行われた測定により、これには疑問が投げかけられた。2007年に発表された論文では、軸方向の無次元慣性モーメント係数は0.4であると主張された。^{[e] [24]} この値は、レアがほぼ均質な内部構造（中心部で氷がいくらか圧縮されている）を持っていることを示し、岩石の核が存在するとすると慣性モーメントは約0.34となる。^[23] 同年、別の論文では慣性モーメントは約0.37であると主張した。^{[f]レアが部分的または完全に分化していることは、}カッシーニ探査機の観測と一致する。^[25] 1年後、さらに別の論文では、この衛星は静水圧平衡状態にない可能性があり、慣性モーメントは重力データだけでは決定できないと主張した。^[26] 2008年に最初の論文の著者は、これら3つの異なる結果を調和させようとした。彼は、分析に使用されたカッシーニの電波ドップラーデータには系統的誤差があると結論付けたが、分析を月に最も近い場所で得られたデータのサブセットに限定した後、レアは静水圧平衡にあり、慣性モーメントは約0.4であり、これもまた均質な内部を示唆するという以前の結果に達した。^[9]

レアの三軸形状は、レアの角速度で回転する静水圧平衡状態の均質物体と一致している。 ^{[27] 2006年のモデル化では、レアは}放射性崩壊による加熱によって内部の液体の水の海をかろうじて維持できる可能性が示唆された。そのような海は、水とアンモニアの共晶温度である約176 Kでなければならない。 ^[28]より最近の兆候では、レアの内部は均質であり、したがってこの海は存在しないとされている。^[9]

レアの特徴はディオネの特徴に似ており、はっきりと異なる先行半球と後続半球を持ち、同様の構成と歴史を示唆している。レアの温度は直射日光下では 99 K (-174 °C)、日陰では 73 K (-200 °C) から 53 K (-220 °C) である。

レアの表面は、かなり典型的なクレーターの多い表面をしているが^[29]、例外として、後半球（レアの軌道に沿った運動方向とは反対の側）にあるいくつかの大きなディオネ型のカスマタまたは亀裂（以前はウィスピー・テレインと呼ばれていた） ^[30]と、レアの赤道にある非常にかすかな物質の「線」があり、これはレアの環から脱軌道した物質によって堆積した可能性がある。^[31] レアには、土星と反対の側の半球に、直径約400 kmと500 kmの2つの非常に大きな衝突盆地がある。^[30] 2つのうち、より北にあり、あまり劣化していないティラワと呼ばれるものは、テティスのオデュッセウス盆地とほぼ同じ大きさである。^[29] 西経112度に直径48kmの衝突クレーターがあり、明るい光線が400km離れたところまで伸びているため目立つ。この光線は半球の大部分を横切っている。^{[30] [32]}インクトミ と呼ばれるこのクレーターは「ザ・スプラット」というニックネームで呼ばれており、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。これは、2007年に月惑星科学誌に発表された論文で仮説が立てられた。^[30]レアの衝突クレーターは、ガニメデやカリストに広がるより平坦なクレーターよりも鮮明である。これは、表面重力がはるかに低く（ガニメデの1.428 m/s ²やカリストの1.235 m/s ^{2と比較して0.26 m} /s ²）、氷の地殻が硬いためだと理論づけられている。同様に、放出粒子ブランケット（衝突クレーターを取り囲む放出粒子の非対称ブランケット）はレアには存在せず、これもまた衛星の表面重力が低いことによる結果である可能性がある。^[33]

カリストの表面は、クレーターの密度に基づいて、地質学的に異なる2つの領域に分けることができます。最初の領域には直径40 kmを超えるクレーターがあり、極地と赤道地域の一部にある2番目の領域には、このサイズ未満のクレーターしかありません。これは、形成中に大規模な表面再形成イベントが発生したことを示唆しています。先行半球には多数のクレーターがあり、均一に明るい。カリストと同様に、クレーターには月や水星に見られる高起伏の特徴がありません。これらのクレーターのある平原は、平均して最大40億年前に形成されたと理論化されています。^[34]後続半球には、暗い背景に明るい帯状のネットワークがあり、クレーターの数は少なくなっています。^[35]カッシーニ探査機のデータに基づくと、これらは地殻構造の特徴である窪み（グラベン）と谷で、氷で覆われた崖の側面が線の白さ（より技術的にはアルベド）の原因であると考えられています。^[36]広範囲にわたる暗い領域は堆積したソリンであると考えられています。ソリンは、炭素、窒素、水素を含む単純な化合物の熱分解と放射線分解によって氷上で生成された複雑な有機化合物の混合物です。 ^[37]レアの表面の後側は土星の磁気圏によって照射されており、放射線分解を含む表面の化学レベルの変化を引き起こす可能性があります（大気の項を参照）。土星のEリングからの粒子も月の先頭半球に投げ出され、それを覆っています。^[38]

レアには、加熱や氷火山活動など、月内部で発生する活動、つまり内因性活動の証拠がいくつかある。断層系や隆起した基部を持つクレーター（いわゆる「緩和」クレーター）があるが、後者は直径100 km（62マイル）を超える大きなクレーターにのみ存在するようだ。^{[39] [40] [38]}

土星の衛星は、太陽系の惑星の形成に使われたと考えられているプロセスと同様の共集積によって形成されたと考えられている。若い巨大惑星が形成されると、それらは物質の円盤に囲まれ、それが徐々に融合して衛星となった。しかし、エリック・アスファウグとアンドレアス・ロイファーが提唱するタイタンの形成モデルは、レアとイアペトゥスの起源にも新たな光を当てるかもしれない。このモデルでは、タイタンは既存の衛星間の一連の巨大衝突によって形成され、レアとイアペトゥスはこれらの衝突の残骸の一部から形成されたと考えられている。^[41]

• 
  かすかな半球の画像。氷の崖が見える – ポウェヒウェヒ (中央上部)。カスマタが左上から右中央まで伸びている – オノコロ カテナエ (右下)
• 
  レアの先端半球の眺め。中央真下にインクトミ・クレーターとその目立つ放射状の構造が見える。左上には衝突盆地 ティラワがある。

2010年11月27日、NASAは極めて希薄な大気、すなわち外気圏を発見したと発表した。外気圏は酸素と二酸化炭素がおよそ5対2の割合で含まれている。外気圏の表面密度は、局所的な温度に応じて、1立方センチメートルあたり10 ⁵から10 ^{6分子である。酸素の主な発生源は、}土星の磁気圏からの放射線による表面の水氷の放射線分解である。二酸化炭素の発生源は明らかではないが、氷に含まれる有機物の酸化、または月の内部からのガス放出に関連している可能性がある。 ^{[38] [42] [43]}

2008年3月6日、NASAはレアに弱い環系があるかもしれないと発表した。これは衛星の周囲に環があることが初めて発見されたことになる。環の存在は、カッシーニがレアを通過した際に土星の磁場に捕らえられた電子の流れの変化が観測されたことから推測された。^{[44] [45] [46]塵や破片はレアの}丘球 まで広がっていた可能性があるが、月に近いほど密度が高く、3つの細い環が高密度になっていると考えられていた。その後、レアの赤道に沿って分布する一連の小さな紫外線の明るい斑点の存在が発見され、環の存在が裏付けられた（軌道から外れた環の物質の衝突点と解釈されている）。^[47] しかし、カッシーニが推定環面をいくつかの角度から狙って観測したところ、環の物質の証拠は見つからず、以前の観測について別の説明が必要であることが示唆された。^{[48] [49]}

レアの最初の画像は、 1980年から1981年にかけてボイジャー1号と2号の宇宙船によって撮影されました。

カッシーニ探査機は、土星近傍をフライバイして5回探査したが、これはカッシーニ・ホイヘンス計画の周回機と着陸機を組み合わせた計画の一環である。1997年に打ち上げられたカッシーニ・ホイヘンスは土星系をターゲットとし、合計で45万枚以上の画像を撮影した。^[50] カッシーニは、2005年11月26日に500kmの距離でレアを通過し、2007年8月30日には5,750kmの距離で、2010年3月2日には100kmの距離で、2011年1月11日には69kmのフライバイを行った。^[51]そして最後のフライバイは、2013年3月9日に992kmの地点で行った。^[52]

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この音声ファイルは、2011 年 10 月 29 日付のこの記事の改訂版から作成されたもので、その後の編集は反映されていません。 ( 2011-10-29 )

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ウィキメディア・コモンズには、 Rheaに関連するメディアがあります。

• NASA の太陽系探査サイトでの Rhea のプロフィール
• 惑星協会: レア
• カッシーニによるレアの画像 2011-08-13ウェイバックマシンにアーカイブ
• JPLの惑星写真ジャーナルに掲載されたレアの画像
• アメリカ海洋大気庁のサイトから提供されたレアの回転の動画
• カッシーニ画像から得たレアの地球全体と極のベースマップ（2012年3月）
• レア アルトラス アーカイブ 2013-04-24 at the Wayback Machine (2010 年 12 月公開) カッシーニ画像より
• USGS 惑星命名法のページから引用した Rhea 命名法と地物名を含む Rhea マップ
• Google Rhea 3D、月のインタラクティブマップ
• 土星の衛星レアは大気が薄い
• 1686 年 4 月 22 日付けの Journal Des Scavans の抜粋。パリ王立天文台のカッシーニ氏によって最近発見された土星の新しい衛星 2 つについて説明しています。