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本項では、 土星の衛星 （どせいのえいせい）について述べる。. 土星 の周囲を 公転 している 衛星 は、大きさが数十mしかない非常に小さなものから、 太陽系 の 惑星 で最も小さい 水星 よりも大きな タイタン まで非常に多種多様であり、 2023年 5 ...
- 歴史
- 物理的性質
- 形成
- 環の部分構造
- D環
- C環
- B環
- カッシーニの間隙
- A環
- ロシュの間隙
ガリレオの業績
ガリレオ・ガリレイは、1610年に自作の望遠鏡を用いて初めて土星の環を観測したが、それを環だとは認識できなかった。彼は、トスカーナ大公コジモ2世への手紙の中で、「土星は1つではなく、3つからなっている。それらはお互いにほぼ接触しており、全く動かないし互いに位置を変えない。黄道に平行に直列し、中央の天体（土星本体）は、両横の天体（環の端）の約3倍の大きさである」と記している。また彼は、「土星には"耳"がある」とも記している。1612年、環の面は地球に正面を向け、環は突然消えたように見えた。ガリレオは戸惑い、サートゥルヌスが将来、自分の子に殺されるのを防ぐために、自分の子供を飲み込んだという神話になぞらえて、「土星は子供達を飲み込んだのか？」と表現した。土星の環は1613年に再び出現し、ガリレオをさらに困惑させた。 初期の天文学者は、論文が公表される前、自分の新発見を主張するためにアナグラムを用いた。ガリレオは、自身の発見を主張するため、Altissimum planetam tergeminum observavi（「私は、最も遠い惑星が三重星になっていることを観測した」）と言う意...
環の理論と観測
1655年、クリスティアーン・ホイヘンスは、初めて土星は環に囲まれていることを主張した。彼は、ガリレオよりもずっと高性能の倍率50倍の望遠鏡を自作して土星を観測し、「土星は、薄くて平たい、どこにも接触せず、黄道から傾いた環を持つ」と記述している。ロバート・フックも土星の環の初期の観測者の1人であり、環に落とされた影について記述した。 1675年、ジョヴァンニ・カッシーニは、土星の環は複数の小さな環とその間の空隙から構成されていることを明らかにし、A環とB環の間にある幅4800キロメートル (km)の最大の空隙は後に、カッシーニの間隙と呼ばれるようになった。 1787年、ピエール＝シモン・ラプラスは、土星の環は、非常に多くの立体の小環からできていると提唱した。 1859年、ジェームズ・クラーク・マクスウェルは、環がもし立体であれば不安定ですぐ壊れてしまうため、立体ではありえないということを示した。彼は、環は無数の小さな粒子から構成され、それぞれが独立して土星の周りを公転していると提唱した。マクスウェルの理論は、1895年にアレゲニー天文台のジェームズ・エドワード・キーラーによる環の...
密度の濃いメインリングは、土星の赤道から7000 kmから8万 kmの距離に広がっている。最も薄いところで約10 m、最も厚いところで約1 kmと推定されている。99.9%が純粋な水の氷であり、不純物としてソリンやケイ素を含む。メインリングを構成する粒子の大きさは、主に直径1センチメートル (cm)から10 m程度である。 環の総質量は、約3 x 1019キログラム (kg)と、土星の質量のわずか1億分の5程度であり、ミマスよりも若干小さい。ただし、証明されていないものの、環の凝集によりこの値は過小評価されており、実際の質量はこの3倍程度だという主張もある。 カッシーニの間隙やエンケの間隙のような大きな空隙は地球からでも観測できるが、ボイジャー計画の両探査機は、土星の環は数千の薄い空隙や小環...
土星の環は恐らく非常に古く、土星そのものの形成時にまで遡る。土星の環の起源には、主に2つの説がある。1つ目の説は、19世紀にエドゥアール・ロシュが提唱したもので、土星の環は、かつてはヴェリタス（井戸に隠れたローマ神話の女神）と名付けられた衛星であり、その軌道がロッシュ限界よりも近くなり、潮汐力によって粉々になったとするものである。この説のバリエーションとして、衛星は、巨大な彗星か小惑星が衝突して破壊されたとするものもある。2つ目の説は、土星の環は、土星を形成した物質の残りから形成されたというものである。 しかし、現在では、約40億年前の後期重爆撃期に、ミマスよりも大きい直径400 kmから600 kmの衛星に大規模な衝突が起こり、破壊されてできた塵から形成されたという説が有力となっている。 ...
最も環の密度が高い部分は、A環及びB環であり、これらはカッシーニの間隙によって隔てられている（1675年にジョヴァンニ・カッシーニによって発見された）。これに沿って1850年に発見されたC環があり、これらでメインリングを形成する。メインリングは希薄な塵のリングと比べて、密度が高く、粒子の大きさも大きい。後者にはD環が含まれ、土星の雲の上端まで達している。G環、E環及びその他の環は、メインリングよりも外側にある。これらの希薄な環は、しばしば1 μm程度の小さな粒子で構成されるが、その化学組成は、メインリングと同様にほぼ純粋な水でできた氷である。狭いF環は、A環のすぐ外側にあり、カテゴライズが難しい。非常に密度の高い部分があるが、非常に多くの塵サイズの粒子を含んでいる。
D環は、非常に薄い最も内側の環である。1980年、ボイジャー1号がこの環の内側に3つのリングレットを発見し、D73、D72、D68と名付けた。D68は、最も土星に近いリングレットである。25年後、カッシーニの画像により、D72は考えられていたよりも薄くて幅広いことが分かり、環の平面が内側に200 kmも拡張された。 D環には、波長30 kmの波からなる微細な構造が存在する。C環とD73の間の空隙で最初に発見されたこの構造は、2009年の土星の分点の日には、D環からB環のすぐ内側まで1万9000 kmも広がっていることが確認された。この波は、1995年に60 kmだったのが2006年には30 mと、経時的に小さくなっており、1983年末に破壊された彗星から放出された1012 kg以下の質量の塵...
C環は、幅広いが薄い環であり、B環の内側に位置する。1850年にウィリアム・クランチ・ボンドとジョージ・フィリップス・ボンドが発見したが、ウィリアム・ドーズとヨハン・ゴットフリート・ガレも独立に観測した。明るいA環とB環よりも暗い物質で構成されているように見えることから、ウィリアム・ラッセルは、「クレープ環」と呼んだ。 この環の厚さは約5 m、質量は約1.1 × 1018、光学的深さは0.05から0.12と推定される。D環で発見された30 kmの波構造は、2009年の土星の分点における観測で、C環を通り抜けて広がっていることが分かった。
B環は、半径、明るさ、質量とも最大の環である。厚さは5 mから15 m、質量は約2.8 × 1019kg、光学的深さは0.4から2.5と推定されている。B環の密度や明るさは大きな多様性があるが、ほぼ全て説明がついていない。B環の中には、間隙は存在しない。
カッシーニの間隙は、A環とB環の間の幅約4,800 kmの領域である。1675年にパリ天文台のジョヴァンニ・カッシーニが20フィートの長い焦点距離を持つ2.5インチの対物レンズを持つ倍率90倍の望遠鏡を用いて発見した。地球からは、環の間の黒い隙間として見える。しかし、ボイジャーは、この間隙にも環を構成する物質が集まっており、C環に似ていることを明らかとした。物質の密度が比較的薄く、環よりも光が通り抜けやすいため、光の当たらない面から見ると、明るく見える。 カッシーニの間隙の内端は、強い軌道共鳴下にある。この部分の粒子は、1度の公転の間に、ミマスの周囲を2回転する。共鳴軌道では、軌道が不安定になり、粒子の密度が急激に低下する。しかし、カッシーニの間隙の中に存在するその他の多くの間隙については、...
A環は、大きく明るい環の中で最も外側にある。内側の境界はカッシーニの間隙であり、外側の境界はアトラスの軌道に近い。A環は、その外端から22%の位置がエンケの間隙によって遮断されている。また、環の外端から2%の位置にある狭い空隙は、キーラ－の空隙と呼ばれている。 A環の厚さは10 mから30 m、質量は約6.2 × 1018 kg（ヒペリオンと同程度）、光学的深さは0.4から1.0である。 B環と同様に、A環の外端も、ヤヌスとエピメテウスによる7:6の軌道共鳴によって維持されている。その他の共鳴軌道でも渦巻き状の密度波が励起されている。これらの波は、渦巻銀河の渦状腕の形成と同じ原理である。
A環とF環の間の隙間は、フランスの物理学者エドゥアール・ロシュを称えて、ロシュの間隙と呼ばれている。ロシュの間隙は、メインリングの最外端にあり、土星のロッシュ限界に近い。そのため、この間隙には、衛星が共存していない。 カッシーニの間隙と同様に、ロシュの間隙も、そこに何もないわけではなく、環と同じ物質が存在している。この物質の性質は、希薄な塵状のD環、E環、G環の物質と類似している。ロシュの間隙中の2地点には、その他の領域よりも高密度で塵が集まっている。これらはカッシーニによって発見され、アトラスの軌道に沿ったものにR/2004 S 1、土星の中心から13万8900 kmでプロメテウスの軌道の内側のものにR/2004 S 2という仮符号が付けられた。
其他人也問了
土星の衛星とは何ですか?
土星は環に囲まれていますか?
タイタンの土星とは何ですか?
土星（英語: Saturn ）は、太陽系の第6惑星。 大きな環が特徴的だが、大気組成や磁気圏など木星とよく似ている点が多い。 しかし、体積は木星の60パーセントにあたるが、質量は地球の95倍と、木星の3分の1にも満たない。
- プロキシマ・ケンタウリ系, （4.25 光年）
- 1.0014M☉
土星の六角形. 土星の北極に見える六角形および渦（ カッシーニ 撮影、2014年4月2日）. 土星の六角形 （どせいのろっかくけい、 英: Saturn's hexagon ）とは、 土星 の北極付近、北緯約78度に位置する持続的な 六角形 の雲の模様である [1] [2] [3] 。. この ...
エンケラドゥス [14] または エンケラドス [15] または エンセラダス [16] (Saturn II Enceladus) は、 土星 の第2 衛星 。. 直径498 km、土星からの距離は約24万km、土星の周りを33時間ほどで 公転 している [17] 。. 生命の可能性 を持つ衛星として知られる。. 1789 ...
