検索に移動2006年9月15日、土星食の日にカッシーニによって撮影された土星の環の全景(明るさは誇張されている)。メインリングの外側、G環のすぐ内側の10時の方角に「ペイル・ブルー・ドット」(地球)が見える。土星の環(どせいのわ)は、太陽系で最も顕著な惑星の環である。(m)単位の無数の小さな粒子が集団になり[1]、土星の周りを回っている。環の粒子はほぼ全て水の氷であり、塵やその他の物質が少量混入している。環からの反射光によって土星の視等級が増すが、地球から裸眼で土星の環を見ることはできない。ガリレオ・ガリレイが最初に望遠鏡を空に向けた翌年の1610年、彼は人類で初めて土星の環を観測したが、ガリレオはそれが何であるかはっきり認識することはなかった。1655年、クリスティアーン・ホイヘンスは初めて、それが土星の周りのディスクであると記述した[2]。ピエール=シモン・ラプラス以降、多くの人が、土星の環は多数の小さな環の集合であると考えているが[2]、実際には、環と環の間に何もない空隙の数は少ない。実際には、密度や明るさに部分的に極大部や極小部のある同心円の環帯であると考える方が正確である。土星の環には、粒子の密度が急激に落ちる空隙が多数ある。そのうち2つでは、既知の衛星が運行しており、また他の空隙の多くは、土星の衛星と不安定共鳴を起こす場所にある。残りの空隙は、その生成過程が不明である。タイタン環やG環等は、安定共鳴状態によってその安定性が維持されている。メインリングの外側にはフェーベ環がある。(°)傾き、フェーベのように逆行している。最近の研究では、土星の環は土星に衝突する前に氷の殻を引き裂かれた衛星の残骸であるとする説がある[3]。外部リンク歴史[編集]ガリレオの業績[編集]ガリレオ・ガリレイは、1610年に初めて土星の環を観測した。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。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[4]。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[5]。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。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」)と言う意味を表すsmaismrmilmepoetaleumibunenugttauirasというアナグラムを作った[6]。環の理論と観測[編集]ロバート・フックは、1666年に土星のA環とB環に、土星及び互いの環の影が映る様子をスケッチした。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[5]。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[7]。(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[8]。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[2]。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[9]。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分光学的観測で正しいことが証明された。2017年4月26日、「カッシーニ」が人類の探査機として初めて、土星本星と環の間を通過した[10][11]。土星の環は、発見された順にアルファベットの名前が付けられている[12]。メインリングは、内側からC環、B環、A環及びB環とA環の間のカッシーニの間隙で構成されている。D環は、最も土星にちかく、暗い。F環は狭く、A環の外側にある。その外側には、非常に薄いG環とE環がある。土星の環には、多くの構造がある。そのいくつかは、土星の衛星による摂動に関係しているが、多くは説明がついていない[12]。物理的性質[編集]2004年3月22日のハッブル宇宙望遠鏡の掃天観測用高性能カメラによる画像。暗いカッシーニの間隙が、内側のB環と外側のA環を隔てている。若干暗いC環は、B環のすぐ内側にある。kmの距離に広がっている。kmと推定されている[14]。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[15]。m程度である[16]。(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[17]。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[18]。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から構成される非常に複雑な構造であることを発見した。この構造は、土星の多くの衛星の引力で生じたと考えられている。いくつかの空隙は、パン等の小衛星の通過によって一掃されてしまい[19]、またいくつかの空隙は、(プロメテウスとパンドラがF環を維持しているのと同様に)小さな羊飼い衛星の重力によって維持されていると考えられている。宇宙探査機カッシーニからのデータは、土星の環は、惑星の大気とは独立した自らの大気を持っていることを示している。この大気は、太陽からの紫外線が環の氷と反応して生じる酸素分子(O2)から構成されている。氷と紫外線の化学反応は、酸素分子以外に水素分子(H2)も生成される。酸素分子と水素分子の大気は非常に希薄で、全ての大気を環に蓄積されると、1原子の厚さとなる[20]。環には、またOH(水酸化物)の大気もある。酸素と同様に、この大気は水分子の分解によって生成するが、その原因は紫外線ではなく、エンケラドゥスからのエネルギーを持ったイオンの放出である。この大気は非常に薄いが、ハッブル宇宙望遠鏡を用いて検出できる[21]。2009年8月12日、土星の分点の日の翌日にカッシーニが撮影した画像。環は太陽の方を向いており、F環のような軌道面からずれた部分以外からの反射光が来ない。土星の視等級は複雑なパターンで変化する[22]。大きな変動の要因は、環の見かけの変化であり[23][24]、周回ごとに2サイクルを経る。この変動に、土星の軌道の偏心による効果も重なる。1980年、ボイジャー1号は土星でフライバイを行い、F環が3つの狭い環から構成されていることを観測した。現在では、外側の2つの環には、こぶやねじれが存在し、その内側の暗い環とともに編み込まれたような構造をしていることが知られている。2007年に描かれた想像図。氷の粒子が土星の環の固体部分を形成し、このようなこぶは継続的に生成しては壊れている。2009年8月11日、土星の分点の日にカッシーニが撮影した新しい画像は、いわゆる環の面から、いくつかの場所で環が大きくはみ出している様子を示している。kmに達している[25]。形成[編集]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[26]。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[27]。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。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[28]。土星の環の明るさや氷の純粋さは、彗星の塵の落下によって環が暗く不純になることから、環がまだ若く、もしかすると約1億年前にできたのではないかという説の証拠とされたが、研究によると、B環は彗星からの落下物を薄めるのに十分なほど重く、太陽系の生成からの時間程度では、暗くなることはないことが示された。環の物質は、環のこぶとして再回収され、衝突によってかき回される。この過程は、環を構成する物質の見かけの若さを説明し得る[29]。kmの13個の天体を発見した。mの氷の塊が一時的に凝集したものであることを示唆している。エスポージトは、粒子が凝集し、しばらくして分裂するこの過程が土星の環の基本構造であると信じている[30]。環の部分構造[編集]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。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。2007年5月9日にカッシーニが撮影したD環、C環、B環及びA環(左から右へ)の裏面。主要な環には名前を付している。データ[編集]備考:(1)距離は、間隙や環の中央までの値である。(3)国際天文学連合の示す名前。広い隙間はdivision(間隙)、狭い隙間はgap(空隙)としている。factsheet、その他の論文から採られている[31][32][33]。ジェームズ・エドワード・キーラーカッシーニによる4度斜めから見たC環、B環及びA環の画像。上図は、2004年12月12日に撮影された無着色の画像である。下図は、2005年5月3日に撮影され、粒子の径に応じて彩色した画像であるD環[編集]カッシーニによる土星のD環の画像。内側にかすかに波型が見える。明るいC環が左上に見える。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。kmも拡張された[35]。kmの波からなる微細な構造が存在する。kmも広がっていることが確認された[36][37]。kg以下の質量の塵の雲が衝突によって、環が赤道面から外れたために生じたものだと推測される[35][36][38]。同じようなパターンは、1994年に木星のメインリングにシューメーカー・レヴィ第9彗星が衝突した際にも見られた[36][39][40]。C環[編集]C環の概観。マクスウェルの空隙とリングレット、ボンドの空隙、ドーズの空隙が見える。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[41]。1018、光学的深さは0.05から0.12と推定される。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。コロンボの空隙とタイタン・リングレット[編集]コロンボの空隙は、C環の内側に存在する。kmの軌道に、明るいが狭いコロンボ・リングレットがある。このリングレットは、タイタンとの軌道共鳴に支配されているため、別名タイタン・リングレットとも呼ばれる。環を構成する粒子の軌道極点での歳差は、タイタンの軌道の動きと等しく、そのため、この扁平なリングレットの外端は、常にタイタンの方を向いている。マクスウェルの空隙とリングレット[編集]マクスウェルの空隙は、C環の外側にあり、内部に密度が高く非円のマクスウェル・リングレットを持つ。多くの面で、このリングレットは天王星のε環と似ている。両方の環の中央部には波様構造があるが、ε環の波はコーディリアが原因だと考えられるのに対して、2008年7月現在で、マクスウェルの空隙の近くに衛星は見つかっていない[30]。B環[編集]B環は、半径、明るさ、質量とも最大の環である。kg、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。スポーク[編集]メディアを再生する暗いスポークが、B環の太陽に照らされた側に見える。MB)1980年まで、土星の環の構造は、ほぼ完全に重力の作用によるものだと説明されてきた。その後、ボイジャーからの画像によって、スポークとして知られるB環の放射方向の構造があることが明らかとなり、その存在や回転は重力による軌道力学では説明のつかないものだった[42]。スポークは、位相角60°付近を境として、後方散乱光では暗く見え、前方散乱光では明るく見える。信じられている説では、スポークは、顕微鏡サイズの塵の粒子で構成され、静電的な反発力でメインリングにぶら下がり、土星の磁気圏とほぼ同期して回転していると説明される。スポークを生成する正確な機構は未だ不明であるが、土星の大気中の雷や環への流星塵の衝突が電気的な攪乱(かくらん)になりうると提唱されている[43]。スポークは、約25年後の2004年初め、カッシーニが到着した時には、観測できなくなっていた。その形成を説明するモデルから、2007年まで見えないと主張する学者もいたが、2005年9月5日に撮影された画像の中で、スポークが確認された[44]。スポークは、土星の真冬や真夏には消失し、土星の分点に近づくと再び現れる土星の季節的な現象だと考えられる。mと推定される[45]。カッシーニの間隙[編集]カッシーニが撮影したカッシーニの間隙。右の境界にホイヘンスの空隙がある。ラプラスの空隙は、中央に向かっている。その他、多くの狭い空隙も存在している。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[46][47]。地球からは、環の間の黒い隙間として見える。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[30]。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[48]。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。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、説明がついていない。ホイヘンスの空隙[編集]ホイヘンスの空隙は、カッシーニの間隙の内端付近に存在する。その中には、密度が濃く扁平なホイヘンス・リングレットが存在する。このリングレットは、ミマスの2:1の共鳴点の近くにあり、またB環の外端からの影響を受けているため、幅や光学的深さが不規則である。ホイヘンス・リングレットのすぐ外側にも、さらに狭いリングレットがある[30]。A環[編集]A環のエンケの間隙の中のリングレットは、パンの軌道と同一である。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。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。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。エンケの間隙[編集]キーラ―の空隙の端の波型は、ダフニスの通過によるものである。土星の赤道近くで、ダフニスとそれによる波型がA環に影を落としている。kmの距離にある[49]。内側を公転するパンの影響によって形成されている[50]。カッシーニによる画像は、間隙の中に少なくとも3本のこぶの多いリングレットが存在することを示した[30]。ヨハン・エンケ自身はこの間隙を観測しなかったが、土星の環の観測に対する彼の貢献を称えて名付けられた。この間隙は、1888年にジェームズ・キーラーによって発見された[51]。ボイジャーによって発見されたA環の中の2つめの大きな隙間は、キーラーの空隙と名付けられた[52]。2008年に国際天文学連合が定義を明確化するまで、「間隙」(division)と「空隙」(gap)という用語の使い方は曖昧であった。この隙間は、全体がA環に含まれるため、本来であれば「空隙」と呼ぶべきである[53]。2005年5月1日に発見された小さな衛星ダフニスがその中を公転し、空隙内の物質を一掃している[54]。この衛星により、空隙の端に波を生じている[30]。kmに達する[55][56]。キーラーの空隙は、ボイジャーによって発見され、天文学者ジェームズ・キーラーを称えて命名された。キーラー自身は、ヨハン・エンケを称えてエンケの間隙を命名した[51]。衛星[編集]A環で最初に発見された4つの小衛星の位置2006年、カッシーニが撮影したA環の写真から、4つの小さな衛星が発見された[57]。kmのプロペラ型の攪乱であった。A環には、このような天体が数千も存在すると見積もられている。kmの衛星帯があることが明らかとなった[58]。2008年までに、150個以上の小衛星が確認されている[59]。ロシュの間隙[編集]A環と狭いF環の間にあるロシュの空隙。その中にアトラスが見える。エンケの空隙とキーラ―の空隙もこの中に見える。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[60]。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[61]。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。2という仮符号が付けられた。F環[編集]メディアを再生する羊飼い衛星パンドラ(左)とプロメテウス(右)がF環の両側を回っている。プロメテウスの後ろには、暗い流路がカーブして続いている。F環は、土星の個別の環の中で最も外側にあるもので、数時間単位で特徴が変化する[62]、恐らく太陽系の中で最も活発な環である。kmに位置する[63]。1979年にパイオニア11号によって発見された[64]。km程度で、軌道の内側と外側に2つの羊飼い衛星プロメテウスとパンドラを持つ[50]。カッシーニに撮影された接近写真によって、F環は1つのコア環とその周りの螺旋構造からできていることが明らかとなった[65]。プロメテウスが遠点で環と出会うと、重力によってF環にねじれやこぶが生じて、衛星が環から物質を「盗み」、環の内側に暗い流路を残すことが明らかとなった。プロメテウスは、F環の物質よりも速く土星を回っているため、新しくできた流路は、前にできたものより前方に約3.2度カーブする[62]。2008年、さらにダイナミックな動きが発見され、F環の中を公転する未発見の小さな衛星が、プロメテウスから受ける摂動のために常に動いていることが示唆された。6という仮符号が付けられた[62]。F環の周囲255°(約70%)を撮影した107枚の合成画像。外側の環[編集]裏から太陽に照らされる外側の環アンテ・アーク。