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海王星の環は主に5つの主環から構成されています。これらは、1984年7月22日にラ・シヤ天文台（ESO）のパトリス・ブーシェ、ラインホルト・ヘフナー、ジャン・マンフロワが恒星食の同時観測によって（「弧」として）初めて発見されました。彼らは、パリ・ムードン天文台のアンドレ・ブラヒック、ブルーノ・シカルディ、フランソワーズ・ロケと、チリのセロ・トロロ汎米天文台のウィリアム・B・ハバードのチームが提案した恒星食観測プログラムを実施していました。[ 1 ]最終的に、1989年にボイジャー2号探査機によって画像化されました。[ 2 ]最も密度が高い部分では、土星の主環のC環やカッシーニの間隙のような密度の低い部分に匹敵するが、海王星の環系の大部分は非常に淡く塵が多く、ある面では木星の環によく似ている。海王星の環は、この惑星に関する重要な研究に貢献した天文学者の名前が付けられている。[ 2 ]ガレ、ル・ヴェリエ、ラッセル、アラゴ、アダムス。[ 3 ] [ 4 ]海王星には、衛星ガラテアの軌道と一致する淡い無名の環もある。環の間には、ナイアード、タラッサ、デスピナという3つの衛星が公転している。[ 4 ]
海王星の環は、おそらく放射線によって処理された有機化合物である極めて暗い物質でできており、天王星の環で見られるものと似ている。[ 5 ]環の塵の割合は高く（20%から70%の間）、[ 5 ]光学的深さは0.1未満と低～中程度である。[ 6 ]アダムス環には、フラテルニテ、エガリテ1と2、リベルテ、カレッジと名付けられた5つの異なる弧が含まれているのが特徴である。これらの弧は狭い範囲の軌道経度を占めており、1980年に最初に発見されて以来、わずかにしか変化していないという驚くべき安定性を持っている。[ 5 ]弧がどのように安定化しているかはまだ議論の的となっている。しかし、その安定性は、アダムス環とその内側の羊飼い衛星ガラテアとの間の共鳴相互作用に関連していると考えられる。[ 7 ]
海王星の環に関する最初の言及は、海王星最大の衛星トリトンの発見者であるウィリアム・ラッセルが、惑星の周りに環を見たと思った1846年に遡ります。 [ 2 ]しかし、彼の主張は確認されず、おそらく観測上のアーティファクトだったと思われます。環の最初の確実な検出は、恒星掩蔽によって1968年に行われましたが、その結果は、天王星の環が発見された1977年まで注目されませんでした。[ 2 ]天王星の発見後まもなく、ハロルド・J・ライツェマ率いるビラノバ大学のチームが海王星の環の探索を開始しました。1981年5月24日、彼らはある掩蔽中に星の明るさの低下を検出しましたが、星が暗くなった様子は環の存在を示唆するものではありませんでした。その後、ボイジャー探査機のフライバイによって、この掩蔽は海王星の小さな衛星ラリッサによるものであり、非常に珍しい現象であることが判明した。[ 2 ]
1980年代、海王星の顕著な掩蔽は、当時天の川の近くにあり、より密度の高い星のフィールドを横切って移動していた天王星に比べてはるかに稀でした。1983年9月12日の海王星の次の掩蔽では、環の検出の可能性がありました。 [ 2 ]しかし、地上からの結果は決定的なものではありませんでした。その後6年間で、約50回の他の掩蔽が観測されましたが、肯定的な結果が得られたのはそのうちの約3分の1だけでした。[ 8 ]何か（おそらく不完全な弧）が海王星の周りに確かに存在していましたが、環系の特徴は謎のままでした。[ 2 ]ボイジャー2号探査機は、1989年の海王星フライバイ中に海王星の環を決定的に発見しました。8月25日、惑星の大気から4,950 km（3,080マイル）上空を通過しました。以前に観測された時折の掩蔽現象は、確かにアダムス環内の弧によって引き起こされていたことが確認された（下記参照）。[ 9 ]ボイジャーのフライバイ後、以前の地球からの掩蔽観測が再分析され、1980年代の環の弧の特徴が明らかになり、ボイジャー2号によって発見されたものとほぼ完全に一致した。[ 5 ]
ボイジャー2号のフライバイ以来、解像度と集光力の向上により、最も明るい環（アダムス環とルベリエ環）はハッブル宇宙望遠鏡と地上望遠鏡で撮影されている。[ 10 ]メタン吸収波長では、海王星からの眩しさが大幅に軽減されるため、背景ノイズレベルをわずかに上回る明るさで観測できる。より暗い環は、これらの機器の可視限界をはるかに下回っている。[ 11 ] 2022年には、ボイジャー2号のフライバイ以来初めて、より暗い環を観測したジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡によって環が撮影された。 [ 12 ] [ 13 ]
海王星には、惑星からの距離が近い順に、ガレ、ル・ヴェリエ、ラッセル、アラゴ、アダムズと名付けられた5 つの明確な環があります[ 5 ] 。 [ 4 ]これらの明確な環に加えて、海王星には、ル・ヴェリエ環からガレ環まで内側に伸び、さらに惑星に向かってさらに内側に伸びる非常に淡い物質のシートも存在する可能性があります。[ 5 ] [ 7 ]海王星の環のうち 3 つは狭く、幅は約 100 km 以下です。[ 6 ]対照的に、ガレ環とラッセル環は広く、幅は 2,000 km から 5,000 km の間です。[ 5 ]アダムズ環は、より淡い連続した環に埋め込まれた 5 つの明るい弧で構成されています。[ 5 ]反時計回りに進むと、弧は、フラテルニテ、エガリテ 1 と 2、リベルテ、そしてカレッジです。[ 7 ] [ 14 ]最初の 4 つの名前は、フランス革命と共和国のモットーである「自由、平等、友愛」に由来しています。この用語は、1984 年と 1985 年の恒星食中にそれらを発見した最初の発見者によって提案されました。[ 8 ] 4 つの小さな海王星の衛星は、環系の内側を公転しています。ナイアードとタラッサは、ガレ環とル・ベリエ環の間の隙間を公転しています。デスピナはル・ベリエ環のすぐ内側にあり、ガラテアはアダムス環のわずかに内側にあり、[ 4 ]名前のないかすかな狭い環の中に埋め込まれています。[ 7 ]
海王星の環にはマイクロメートルサイズの塵が大量に含まれており、断面積あたりの塵の割合は20%から70%の間である。[ 7 ]この点では、塵の割合が50%から100%である木星の環に似ており、塵がほとんど含まれていない（0.1%未満）土星や天王星の環とは大きく異なっている。 [ 4 ] [ 7 ]海王星の環の粒子は暗い物質でできており、おそらく氷と放射線処理された有機物の混合物である。[ 4 ] [ 5 ]環は赤みがかった色をしており、その幾何学的アルベド（0.05）とボンドアルベド（0.01～0.02）は、天王星の環の粒子や海王星の内側の衛星のものと似ている。[ 5 ]環は一般的に光学的に薄い（透明）それらの通常の光学的深さは0.1 を超えません。[ 5 ]全体として、海王星の環は木星の環に似ています。どちらのシステムも、かすかで狭い塵の環と、さらにかすかで広い塵の環で構成されています。[ 7 ]
海王星の環は、天王星の環と同様に比較的若いと考えられており、その年齢はおそらく太陽系の年齢よりもかなり若い。[ 5 ]また、天王星の環と同様に、海王星の環もかつての内衛星の衝突による破砕によって形成されたと考えられている。[ 7 ]このような出来事によって衛星帯が形成され、それが環の塵の供給源となる。この点において、海王星の環は、ボイジャー2号が天王星の主環の間に観測したかすかな塵の帯に似ている。 [ 5 ]
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の近赤外線カメラ（NIRCam）による赤外線観測によると、環には3 マイクロメートルの弱い吸収帯が見られる。[ 15 ]
海王星の最も内側の環は、望遠鏡で海王星を初めて見たヨハン・ゴットフリート・ガレ（1846年）にちなんでガレ環と呼ばれています。 [ 16 ]幅は約2,000 kmで、惑星から41,000～43,000 kmの軌道を周回しています。[ 4 ]平均的な通常の光学的深さが約10 −4、[ a ]で、等価深さが0.15 kmの淡い環です。[ b ] [ 5 ]この環の塵の割合は40%から70%と推定されています。[ 5 ] [ 19 ]
次の環は、1846年に海王星の位置を予測したウルバン・ル・ヴェリエにちなんでル・ヴェリエ環と名付けられました。 [ 20 ]軌道半径は約53,200 kmで、[ 4 ]幅は約113 kmと狭くなっています。[ 6 ]通常の光学的深さは0.0062 ± 0.0015で、これは等価深さ0.7 ± 0.2 kmに相当します。[ 6 ]ル・ヴェリエ環の塵の割合は40%から70%の範囲です。[ 7 ] [ 19 ] 52,526 kmで環のすぐ内側を公転する小さな衛星デスピナは、羊飼いのように作用することで環の閉じ込めに役割を果たしている可能性があります。[ 4 ]
ラッセル環（高原とも呼ばれる）は、海王星系で最も広い環である。[ 7 ]その名前は、海王星最大の衛星トリトンを発見したイギリスの天文学者ウィリアム・ラッセルに由来する。[ 21 ]この環は、約53,200 kmのル・ベリエ環と57,200 kmのアラゴ環の間の空間を占める淡い物質のシートである。[ 4 ]平均的な通常の光学的深さは約10⁻⁴であり、これは0.4 kmの等価深度に相当する。[ 5 ]環の塵の割合は20%から40%の範囲である。[ 19 ]
There is a small peak of brightness near the outer edge of the Lassell ring, located at 57,200 km from Neptune and less than 100 km wide,[4] which some planetary scientists call the Arago ring after François Arago, a French mathematician, physicist, astronomer and politician.[22][7]
The outer Adams ring, with an orbital radius of about 63,930 km,[4] is the best studied of Neptune's rings.[4] It is named after John Couch Adams, who predicted the position of Neptune independently of Le Verrier.[23] This ring is narrow, slightly eccentric and inclined, with total width of about 35 km (15–50 km),[6] and its normal optical depth is around 0.011 ± 0.003 outside the arcs, which corresponds to the equivalent depth of about 0.4 km.[6] The fraction of dust in this ring is from 20% to 40%—lower than in other narrow rings.[19] Neptune's small moon Galatea, which orbits just inside of the Adams ring at 61,953 km, acts like a shepherd, keeping ring particles inside a narrow range of orbital radii through a 42:43 outer Lindblad resonance.[14] Galatea's gravitational influence creates 42 radial wiggles in the Adams ring with an amplitude of about 30 km, which have been used to infer Galatea's mass.[14]
The brightest parts of the Adams ring, the ring arcs, were the first elements of Neptune's ring system to be discovered.[2] The arcs are discrete regions within the ring in which the particles that it comprises are mysteriously clustered together. The Adams ring is known to comprise five short arcs, which occupy a relatively narrow range of longitudes from 247° to 294°.[c] In 1986 they were located between longitudes of:
最も明るく長い弧はフラテルニテ、最も暗い弧はカレッジでした。弧の通常の光学的深さは 0.03～0.09 の範囲にあると推定されています[ 5 ] (恒星掩蔽によって測定されたリベルテ弧の先端では 0.034 ± 0.005)。 [ 6 ]半径方向の幅は、連続した環の半径方向の幅とほぼ同じで、約 30 km です。[ 5 ]弧の等価深さは 1.25～2.15 km の範囲で変化します(リベルテ弧の先端では 0.77 ± 0.13 km)。[ 6 ]弧内の塵の割合は 40% から 70% です。[ 19 ]アダムス環の弧は、土星の G 環の弧といくらか似ています。[ 24 ]
ボイジャー2号の最高解像度画像では、弧に顕著な塊状構造が見られ、目に見える塊の典型的な間隔は0.1°から0.2°で、これは 環状構造に沿って100～200kmに相当する。塊は分解されていないため、より大きな天体が含まれている可能性もあれば含まれていない可能性もあるが、太陽光を背に当てると明るさが増すことから、微細な塵の集中と関連していることは確かである。[ 5 ]
アークは非常に安定した構造です。1980 年代には地上からの恒星掩蔽、 1989 年にボイジャー 2 号、1997 ～ 2005 年にハッブル宇宙望遠鏡と地上望遠鏡によって検出され、ほぼ同じ軌道経度を維持していました。[ 5 ] [ 11 ]しかし、いくつかの変化が観察されています。アーク全体の明るさは 1986 年以降減少しています。 [ 11 ]クーラージュ アークは 8° 前方にジャンプして 294° になりました (おそらく次の安定した共回転共鳴位置に移動したのでしょう) が、リベルテ アークは 2003 年までにほぼ消滅しました。[ 25 ]フラテルニテ アークとエガリテ (1 と 2) アークは、相対的な明るさに不規則な変動を示しています。観測されたそれらのダイナミクスは、おそらくそれらの間の塵の交換に関連しています。[ 11 ]ボイジャーのフライバイで発見された非常に微かな弧であるカレッジは、1998年に明るさが増すのが観測されましたが、2005年6月までには通常の暗さに戻りました。可視光観測によると、弧内の物質の総量はほぼ一定のままですが、以前の観測が行われた赤外線波長では暗くなっています。 [ 25 ]
アダムス環の弧は未だに説明されていない。[ 4 ]基本的な軌道力学によれば、数年かけて均一な環に広がるはずなので、その存在は謎である。弧の閉じ込めに関するいくつかの仮説が提案されており、その中で最も広く知られているのは、ガラテアが42:43の共回転傾斜共鳴（CIR）によって弧を閉じ込めているというものである。[ d ] [ 14 ]この共鳴により、環の軌道に沿って84個の安定した位置が生成され、それぞれ4°の長さで、弧は隣接する位置に存在する。[ 14 ]しかし、1998年にハッブル望遠鏡とケック望遠鏡で環の平均運動を測定したところ、環はガラテアとCIRの関係にないという結論に至った。[ 10 ] [ 26 ]
後のモデルでは、閉じ込めは共回転離心率共鳴 (CER) によるものだと示唆された。[ e ] [ 27 ]このモデルでは、共鳴をリングに近づけるために必要なアダムスリングの有限質量を考慮に入れている。この仮説の副産物として、アダムスリングの質量推定値があり、ガラテアの質量の約 0.002 である。[ 27 ] 1986 年に提案された 3 番目の仮説では、リングの内側を周回する追加の衛星が必要であり、この場合、弧は安定したラグランジュ点に閉じ込められる。しかし、ボイジャー 2 号の観測により、未発見の衛星のサイズと質量に厳しい制約が課せられ、そのような仮説はありそうもない。[ 5 ]他のより複雑な仮説では、多数の小衛星がガラテアとの共回転共鳴に閉じ込められ、弧を閉じ込めると同時に塵の発生源となっているとされている。[ 28 ]
環は、 1989年8月のボイジャー2号探査機による海王星フライバイの際に詳細に調査されました。 [ 5 ]光学画像と紫外線および可視光による掩蔽の観測によって研究されました。[ 6 ]探査機は、太陽に対するさまざまな幾何学的配置で環を観測し、後方散乱光、前方散乱光、および側方散乱光の画像を生成しました。[ f ] [ 5 ]これらの画像の分析により、位相関数（観測者と太陽の間の角度に対する環の反射率の依存性）と、環粒子の幾何学的アルベドおよびボンドアルベドを導出することができました。 [ 5 ]ボイジャーの画像の分析により、アダムス環の番人ガラテアを含む、海王星の6つの内側の衛星も発見されました。[ 5 ]
※疑問符は、そのパラメータが不明であることを意味します。
