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 2015年4月、カッシーニ探査機が撮影したテティス | |
| 発見 | |
|---|---|
| 発見者 | GD カッシーニ |
| 発見日 | 1684年3月11日 |
| 指定 | |
指定 | サターンIII |
| 発音 | / ˈ t ɛ θ ə s / [1]または/ ˈ t iː θ ə s / [2] |
名前の由来 | テティス |
| 形容詞 | テシアン[3] / ˈ t ɛ θ i ə n , ˈ t iː -/ [1] [2] |
| 軌道特性 | |
| 294 619 キロ | |
| 偏心 | 0.0001 [4] |
| 1.887 802 日[5] | |
平均軌道速度 | 11.35 km/秒 |
| 傾斜 | 1.12°（土星の赤道まで） |
| 衛星の | 土星 |
| 身体的特徴 | |
| 寸法 | 1076.8 × 1057.4 × 1052.6 km [6] |
| 531.1 ± 0.6 km [6] [7] | |
| 質量 | 6.1749 × 10 20 kg [7] (1.03 × 10−4地球） |
平均密度 | 0.9840 ± 0.0033 g/cm3 [ 7] |
| 0.146 m/s 2 [a] | |
| 0.394 km/s [速度] | |
| 同期[8] | |
| ゼロ | |
| アルベド | |
| 温度 | 86 ± 1K [12] |
| 10.2 [13] | |
テティス( / ˈ t iː θ ɪ s、ˈ t ɛ θ ɪ s / )、またはサターン III は、土星の5 番目に大きな衛星で、直径は約 1,060 km (660 マイル) です。 1684 年にジョバンニ ドメニコ カッシーニによって発見され、ギリシャ神話の巨人テティスにちなんで名付けられました。
テティスの密度は 0.98 g/cm 3と低く、太陽系の主要な衛星の中で最も低い。これは、テティスが水の氷でできていて、岩石はごくわずかであることを示している。これは表面の分光分析によって確認されており、表面の主な物質は水の氷であると特定されている。さらに、正体不明の暗い物質も少量存在する。テティスの表面は非常に明るく、土星の衛星の中ではエンケラドゥスに次いで 2 番目に明るく、色は無色である。
テティスには多数の大きな断層と溝のような地溝があり、クレーターが多数ある。最大の衝突クレーターであるオデュッセウスは直径約 400 km であるのに対し、最大の地溝であるイタカ カズマは幅約 100 km、長さ 2,000 km 以上で、この 2 つの表面の特徴は関連している可能性がある。表面の小さな部分は滑らかな平原で覆われているが、これは氷火山起源である可能性がある。土星の他の通常の衛星と同様に、テティスは土星亜星雲(土星の形成直後に土星を取り囲んでいたガスと塵の円盤)から形成された。
テティスは、パイオニア11号（1979年）、ボイジャー1号（1980年）、ボイジャー2号（1981年）など、いくつかの宇宙探査機によって接近、観測されてきました。カッシーニ・ホイヘンス号は、土星系への大規模なミッション（2004年～2017年）中に、この衛星を最も多く、最も詳細に観測しました。
発見と命名
テティスは1684年にジョヴァンニ・ドメニコ・カッシーニによって、土星の別の衛星ディオネとともに発見された。彼はそれ以前にも1671年から1672年にかけてレアとイアペトゥスの2つの衛星を発見していた。 [14]カッシーニはパリ天文台の敷地内に設置した大型の空中望遠鏡を使用して、これらすべての衛星を観測した。[15]
カッシーニはフランス国王ルイ14世に敬意を表して、 4つの新しい衛星をシデラ・ロドイケア（「ルイの星」）と名付けた。[16] 17世紀の終わりまでに、天文学者はこれらの衛星とタイタンを土星Iから土星V（テティス、ディオネ、レア、タイタン、イアペトゥス）と呼ぶ習慣ができた。 [14] 1789年にウィリアム・ハーシェルがミマスとエンケラドゥスを発見すると、番号付けの仕組みは土星VIIまで拡張され、古い5つの衛星が2つ上に上がった。1848年のヒュペリオンの発見により、番号は最後にもう一度変更され、イアペトゥスは土星VIIIに上がった。それ以降、番号付けの仕組みは固定されたままになった。
土星の7つの衛星の現在の名称は、ジョン・ハーシェル（ミマスとエンケラドゥスの発見者ウィリアム・ハーシェルの息子）に由来する。 [14]彼は1847年の著書『喜望峰における天文観測の結果』[17]の中で、クロノス（土星のギリシャ語版）の姉妹兄弟であるティターンズの名前を使うことを提案した。テティスはティターンズ族の女天体テティスにちなんで名付けられた。[14]また、サターンIIIまたはS IIIテティスとも呼ばれる。
テティスという名前には、長いeと短いeの2つの慣習的な発音があります：/ ˈ t iː θ ɪ s / [18]または/ ˈ t ɛ θ ɪ s / [19]。この名前の慣習的な形容詞形はTethyanであり、[20]これも長いeと短いeのどちらかです。
軌道
テティスは土星の中心から約295,000km（土星の半径の約4.4倍）の距離を周回している。軌道離心率はごくわずかで、軌道傾斜角は約1°である。テティスはミマスと傾斜共鳴しているが、それぞれの天体の重力が低いため、この相互作用によって顕著な軌道離心率や潮汐加熱は発生しない。[21]
テティスの軌道は土星の磁気圏の奥深くに位置しているため、土星とともに回転するプラズマが土星の後半球に衝突する。また、テティスは磁気圏内に存在する高エネルギー粒子（電子とイオン）による継続的な衝撃を受けている。[22]
トロイの木馬
テティスにはテレストとカリプソという2つの共軌道衛星があり、それぞれテティスのラグランジュ点L 4（60°前方）とL 5（60°後方）付近を周回しています。
身体的特徴
テティスは太陽系で16番目に大きい衛星で、半径は531kmです。[6]質量は約6.17 × 10 20 kg（地球の質量の0.000103倍）[7]であり、これは月の1%未満です。比較的質量が小さいにもかかわらず、それより小さい既知の衛星すべてを合わせたよりも質量が大きいです。[23]
テティスの密度は0.98 g/cm 3であり、ほぼ完全に水氷で構成されていることがわかる。[24]また、土星の衛星の中で5番目に大きい。テティスが岩石の核と氷のマントル に分化しているかどうかは不明である。しかし、分化しているとしても、核の半径は145 kmを超えず、質量は全質量の6%未満である。潮汐力と自転力の作用により、テティスは三軸楕円体の形状をしている。この楕円体の寸法は、均質な内部を持つことと一致している。[24]テティスの内部に地下海（液体の塩水の層）が存在する可能性は低いと考えられている。[25]
テティスの表面は、可視波長において太陽系で最も反射率の高い表面の一つで、可視アルベドは1.229である。この非常に高いアルベドは、土星のEリングの粒子がサンドブラストされた結果である。Eリングは、エンケラドゥスの南極間欠泉によって生成された小さな水氷粒子で構成された淡いリングである。[9]テティス表面のレーダーアルベドも非常に高い。[26]テティスの先端半球は、後端半球よりも10～15%明るい。[27]
高いアルベドは、テティスの表面が、わずかな量の暗い物質を含むほぼ純粋な水氷で構成されていることを示している。テティスの可視スペクトルは平坦で特徴がないが、近赤外線では、 1.25、1.5、2.0、3.0μmの波長で強い水氷の吸収帯が見える。[27]テティスでは、結晶水氷以外の化合物は明確に特定されていない。[28]（考えられる成分としては、有機物、アンモニア、二酸化炭素などがある。）氷内の暗い物質は、土星の暗い衛星であるイアペトゥスやヒュペリオンの表面に見られるものと同じスペクトル特性を持っている。最も可能性の高い候補は、ナノ相鉄かヘマタイトである。[29]カッシーニ宇宙船による熱放射測定とレーダー観測によると、テチスの表面の氷の表土は構造的に複雑であり[26]、95%を超える大きな多孔率を持っていることが示されています。[30]
-
テチス - 後縁半球 - 標準処理
(2015 年 4 月 11 日)。 -
テチス - 後縁半球 - 強化処理
(2015 年 4 月 11 日)。 -
テティス - 後縁半球 - 強調カラー
(2014 年 4 月 11 日)
表面の特徴
カラーパターン
テティスの表面には、色や明るさで区別される大規模な特徴が数多くある。運動の反頂点に近づくにつれ、後半球はますます赤く暗くなる。この暗化が、上述の半球のアルベド非対称の原因である。[31]運動の頂点に近づくにつれ、先行半球もわずかに赤くなるが、目立った暗化はない。[31]このような二股の色のパターンにより、両極を通る大円に沿って半球間に青みがかった帯が存在する。テティス表面のこの色と暗化は、土星の中型衛星に典型的である。その原因は、E リングからの明るい氷の粒子が先行半球に堆積し、外側の衛星から暗い粒子が後半球に堆積することと関係している可能性がある。後縁半球の暗化は、土星の磁気圏からのプラズマの影響によっても引き起こされる可能性がある。磁気圏は土星とともに自転している。[32]
探査機の観測により、テティスの先端半球には、赤道から南北に 20 度にわたって暗い青みがかった帯が見つかっている。この帯は楕円形をしており、後端半球に近づくにつれて幅が狭くなっている。これに匹敵する帯はミマスにのみ存在する。[33]この帯は、土星の磁気圏からやって来る約 1 MeV以上のエネルギーを持つ高エネルギー電子の影響によって生じたものであることはほぼ間違いない 。これらの粒子は、惑星の自転と反対方向に漂い、先端半球の赤道に近い領域に優先的に影響を及ぼす。 [34]カッシーニ が取得したテティスの温度マップによると、この青みがかった領域は正午には周囲よりも低温で、中間赤外線波長では衛星が「パックマン」のような外観になっている。[35]
地質学
テチス海の表面は、主に直径40km以上のクレーターが点在する丘陵状のクレーター地形で構成されている。表面の一部は、後端半球の滑らかな平原で構成されている。また、カスマタやトラフなどの地質学的特徴も数多く存在する。[36]
テチス島の主半球の西部は、オデュッセウスが占めている。これは、直径450kmの大きな衝突盆地で、テチス島の直径の約2/5を占める。クレーターは現在、非常に平坦で、より正確には、その底はテチスの球形に一致している。これは、地質学的に長い年月の間にテチス氷の地殻が粘性緩和したためである可能性が高い。それでも、オデュッセウスの縁の頂上は、衛星の平均半径より約5km高くなっている。オデュッセウスの中央複合体は、深さ2～4kmの中央ピットを特徴とし、その周囲をクレーター底より6～9km高い山塊が取り囲んでいる。クレーター底自体は、平均半径より約3km低い。[36]
テティス島で見られる2番目の大きな特徴は、幅約100km、深さ3kmのイタカ・カズマと呼ばれる巨大な谷です。長さは2,000km以上で、テティス島の円周の約4分の3に相当します。 [36]イタカ・カズマはテティス島の表面積の約10％を占めています。オデュッセウスとほぼ同心円状になっており、イタカ・カズマの極はクレーターから約20°のところにあります。[37]
イサカ・カズマは、テティスの内部の液体の水が凝固して衛星が膨張し、内部の余分な体積を収容するために表面に亀裂が生じて形成されたと考えられている。地下の海は、太陽系の歴史の初期にディオネとテティスの間で2：3の軌道共鳴が起こり、軌道の離心率とテティス内部の潮汐加熱が起こった結果生じた可能性がある。衛星が共鳴から脱出した後、海は凍ったと思われる。[38]イサカ・カズマの形成については別の説もある。巨大なクレーターであるオデュッセウスを引き起こした衝突が発生したとき、衝撃波がテティスを通過し、氷で覆われた脆い表面を破壊した。この場合、イサカ・カズマはオデュッセウスの最も外側の環状地溝になるだろう。[36]しかし、高解像度のカッシーニ画像に写るクレーターの数に基づく年代測定では、イサカ・カズマはオデュッセウスよりも古いことが示され、衝突説はありそうにない。[37]
後縁の半球にある滑らかな平原はオデュッセウスのほぼ正反対の位置にあるが、正確な正反対の位置から北東に約 60° 伸びている。平原は周囲のクレーター地形と比較的はっきりした境界を持っている。このユニットがオデュッセウスの正反対の位置にあることから、クレーターと平原がつながっていると考えられる。後者は、衝突によって生じた地震波が反対側の半球の中心に集中した結果である可能性がある。しかし、平原の滑らかな外観と、そのはっきりした境界 (衝突による揺れで広い遷移帯ができたはず) から、平原は内因的な侵入によって形成されたことが示唆され、おそらくオデュッセウスの衝突によって生じたテチス岩石圏の弱点に沿って形成されたものと思われる。[36] [39]
衝突クレーターと年代
テチス衝突クレーターの大部分は単純な中央ピーク型である。直径150kmを超えるものはより複雑なピークリング形態を示す。オデュッセウスクレーターのみ中央ピットに似た中央窪みを持つ。古い衝突クレーターは新しいものよりいくらか浅く、ある程度の緩和を示している。[40]
衝突クレーターの密度はテティスの表面全体で異なります。クレーターの密度が高いほど、表面が古いことを意味します。これにより、科学者はテティスの相対的な年代を確立することができます。クレーター地形は、おそらく45億6千万年前の太陽系形成にまで遡る最も古いユニットです。 [41]最も新しいユニットはオデュッセウスクレーター内にあり、使用される絶対年代に応じて、推定年齢は37億6千万年から10億6千万年です。[41]イタカ・カズマはオデュッセウスよりも古いです。[42]
起源と進化
テティスと
土星の環
土星の環
テティスは、降着円盤または亜星雲から形成されたと考えられています。降着円盤は、土星の形成後しばらくの間、土星の周囲に存在していたガスと塵の円盤です。[43]太陽星雲内の土星の位置の低温は、すべての衛星が形成された主な固体が水氷であったことを意味します。アンモニアや二酸化炭素などの他のより揮発性の高い化合物も存在していた可能性がありますが、その存在量は十分に制限されていません。[44]
テティスの極めて水と氷に富む組成は未だに説明されていない。土星の亜星雲の条件は、窒素分子と一酸化炭素がそれぞれアンモニアとメタンに変換されることを好んだ可能性が高い。[45]これは、テティスを含む土星の衛星が冥王星やトリトンのような太陽系の外天体よりも多くの水氷を含む理由を部分的に説明できる。一酸化炭素から遊離した酸素が水素と反応して水を形成するためである。[45]提案されている最も興味深い説明の1つは、リングと内側の衛星が、土星に飲み込まれる前にタイタンのような衛星の潮汐力によって剥がれた氷に富んだ地殻から集積したというものである。[46]
集積のプロセスは、衛星が完全に形成されるまでに数千年続いたと考えられます。モデルによれば、集積に伴う衝突によりテチスの外層が加熱され、深さ約29kmで最高温度が約155Kに達したとされています。[47]熱伝導により形成が終了した後、表層下は冷却され、内部は加熱されました。[48]冷却された表層付近は収縮し、内部は膨張しました。これにより、テチスの地殻に5.7MPaに達する強い伸張応力が発生し、亀裂が発生したと考えられます。[49]
テティスには実質的な岩石成分がないため、放射性元素の崩壊による加熱がその後の進化に大きな役割を果たした可能性は低い。[50]これはまた、テティスの内部が潮汐によって加熱されない限り、テティスが大きな溶融を経験したことがない可能性があることを意味します。潮汐は、たとえば、テティスがディオネまたは他の衛星との軌道共鳴を通過したときに発生した可能性があります。[21]それでも、テティスの進化に関する現在の知識は非常に限られています。
探検
パイオニア11号は1979年に土星を通過し、1979年9月1日にテティスに329,197km最も接近した。 [51]
1年後の1980年11月12日、ボイジャー1号はテチスから415,670km離れた地点を飛行した。[52]双子の宇宙船であるボイジャー2号は、 1981年8月26日に月から93,010kmまで接近した。[53] [54] [12]両方の宇宙船がテチスの画像を撮影したが、ボイジャー1号の画像の解像度は15kmを超えず、ボイジャー2号によって取得された画像のみが2kmの解像度を持っていた。[12] 1980年にボイジャー1号によって発見された最初の地質学的特徴はイサカ・カズマであった。[52] 1981年後半、ボイジャー2号は、それが月のほぼ周りを270°周回していることを明らかにした。ボイジャー2号はオデュッセウス・クレーターも発見した。[12]テティスはボイジャーによって最も詳細な画像が撮影された土星の衛星であった。[36]
カッシーニ宇宙船は2004年に土星の周回軌道に入った。2004年6月から2008年6月までの主ミッション中に、2005年9月24日に1,503kmの距離からテティスに非常に接近したフライバイを1回行った。このフライバイに加えて、宇宙船は2004年以来、主ミッションと春分ミッション中に数万kmの距離で非標的フライバイを多数行った。[53] [55] [56]
テチスへのもう一つのフライバイは2010年8月14日（夏至ミッション中）に38,300kmの距離で行われ、テチスで4番目に大きいクレーターである幅207kmのペネロペが撮影された。 [57] 2011年から2017年にかけての夏至ミッションでは、さらに非標的フライバイが計画された。[58]
カッシーニの観測により、0.29 kmの解像度でテティスの高解像度地図を作成することができました。[59]探査機はテティスの空間分解近赤外線スペクトルを取得し、その表面が暗黒物質と混ざった水氷でできていることを示しました。 [27]一方、遠赤外線観測はボロメトリック結合アルベドを制限しました。[11]波長2.2 cmのレーダー観測は、氷の表土が複雑な構造を持ち、非常に多孔質であることを示しました。[26]テティス付近のプラズマの観測は、テティスが地質学的に死んだ天体であり、土星の磁気圏内に新しいプラズマを生成していないことを実証しました。[60]
テティスと土星系への将来のミッションは不確実ですが、1つの可能性としてタイタン土星系ミッションが挙げられます。
四角形
テティスは15の四角形に分かれています。
- 北極圏
- アンティクレイア
- オデュッセウス
- アルキノス
- テレマコス
- キルケー
- ポリカステ
- テオクリメヌス
- ペネロペ
- サルモネウス
- イサカ渓谷
- ハーマイオニー
- メランティウス
- アンティノウス
- 南極地域
フィクションにおけるテティス
参照
注記
- ^ 表面重力は、質量m、万有引力定数 G、半径rから導かれます 。
- ^ 質量m、重力定数G、半径rから導かれる脱出速度 ：√ 2 Gm / r。
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外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、テティス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テティスのプロフィール
- カルビン・J・ハミルトンによるテティスの自転の動画（ボイジャーの画像に基づく）
- 惑星協会: テティス
- カッシーニによるテティスの画像 2011年8月13日アーカイブ、Wayback Machineより
- JPLの惑星写真ジャーナルに掲載されたテティスの画像
- テティスの 3D 形状モデル (WebGL が必要)
- アメリカ海洋大気庁によるテチス海の回転の動画
- テティス全球 Archived 24 April 2013 at the Wayback Machineおよび極地 Archived 24 April 2013 at the Wayback Machineベースマップ (2010年8月)カッシーニ画像より
- テティスの地図（2008年8月）カッシーニの画像より 2012年2月26日アーカイブウェイバックマシン
- テティスの命名法と、USGS 惑星命名法ページから取得した地物名が記載されたテティスの地図
- Google Tethys 3D、月のインタラクティブマップ
