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| 軌道特性 (エポック J2000.0) | |
|---|---|
| 長半径 | 1,421,179,772 km (9.53707032 au) |
| アフェリア | 1,503,983,449 km (10.05350840 au) |
| 近日点 | 1,349,467,375 km (9.02063224 au) |
| 軌道周長 | 5,684,719,086 km (38au) |
| 偏心 | 0.05415060 |
| 革命の時代 | 10,757.7365d (29 ～ 165 日 11.68 時間) |
| シノディック期間 | 378.0944d |
| 平均軌道速度 | 9.6446 km/秒 |
| 最大軌道速度 | 9.137km/秒 |
| 最小公転速度 | 10.183 km/秒 |
| 傾ける | 2.48446° |
| 昇順ノード | 113.7153281104° |
| 近日点引数 | 338.71690° |
| 衛星 | 2007 年 4 月時点で 60 が判明 |
| 身体的特徴 | |
| 赤道半径 | 60,268km (9.4492 地球) |
| 極半径 | 54,359km (8.5521 地球) |
| 赤道周長 | 378,675 km |
| エリア | 4.3466×10 10 km² (83,703 ランド) |
| 音量 | 8.2713×10 14km3 (763アース) |
| 質量 | 5.6846×10 26kg (地球95,152個) |
| 平均密度 | 0.6873×10 3kg /m3 |
| 表面重力 | 8.96m/s² (0.914g) |
| リリース速度 | 35.5km/秒 |
| 自転周期 (恒星日) | 0.444d (午前10時47分06秒) |
| 回転速度 (赤道で) | 34,821 km/h |
| 軸の傾き | 26.73° |
| 平均アルベド | 0.47 |
| 表面温度 |
|
| 雰囲気特性 | |
| 大気圧 | 1.40×10 5 Pa |
| 水素H2 | > 93% |
| ヘリウムヘリウム | > 5% |
| メタンCH 4 | 0.2% |
| 水蒸気H2O | 0.1% |
| アンモニアNH3 | 0.01% |
| エタン C 2 H 6 | 0.0005% |
| 水素化リンPH 3 | 0.0001% |
| 発見 | |
| 発見者 | 未知 |
| 日付 | 古代 |
土星は太陽系の 6 番目の惑星です。木星に次ぐ質量と体積をもつ巨大ガス惑星です。その大きさは地球の700倍です。土星は主に水素でできています。その名前はローマの神サトゥルヌスに由来しています。
身体的特徴
質量と寸法
土星は扁平回転楕円体の形をしています。惑星は極で平らで、赤道で膨らんでいます。赤道直径と極直径はほぼ 10% 異なります (最初の直径は 120,536 km、2 番目の直径は 110,466 km)。これは、その高速自転と非常に流動的な内部構成の結果です。太陽系の他の巨大ガス惑星（木星、天王星、海王星）も平らになっていますが、それほど顕著ではありません。
土星は太陽系で 2 番目に重い惑星で、木星より 3.3 倍小さいですが、海王星より 5.5 倍、天王星より 6.5 倍大きいです。地球と比較すると、土星の質量は95倍です。その直径は地球の約 9 倍であるため、ガス巨人が占める体積には地球と同じ大きさの天体が 760 個収まる可能性があります。
土星は、太陽系の中で平均密度が水よりも低い唯一の惑星です: 0.69 g/cm3。この図には、惑星内部の質量分布における巨大な不均衡が隠されています。最も軽い気体である水素から本質的に構成される大気の密度が水よりも低い場合、その核の密度はかなり高くなります。
構成
土星の上層大気は、ガス分子としては水素93.2%、ヘリウム 6.7% (原子としては水素 96.5%、ヘリウム 3.5%) で構成されています。微量のメタン、エタン、アンモニア、アセチレン、ホスフィンも検出されています[ 1 ] 。最も高い雲はアンモニアの結晶で構成されていますが、より低い雲は硫化アンモニウム(NH 4 SH) または水でできているように見えます[ 2 ] 。太陽の元素の豊富さと比較して、土星の大気にはヘリウムが著しく不足しています。
ヘリウムより重い元素の量は正確にはわかっていませんが、それらの割合は太陽系形成時の初期存在量に対応していると考えられています。これらの元素の総質量は地球の質量の 19 ～ 31 倍と推定されており、そのかなりの部分が土星の核の領域に位置しています[ 3 ] 。
内部構造
土星の内部構造は木星のものと似ており、ケイ酸塩と鉄の岩石の中心が金属水素の層、次に液体水素、最後に気体水素の層で囲まれています。さまざまな氷の痕跡も存在します。これらの異なる層間の移行は徐々に行われ、厳密に言えば、惑星には表面が存在しないでしょう。核領域の質量は地球の9 ～ 22 倍であると考えられます[ 4 ] 。
土星の内部温度は非常に高く、おそらく中心部では 12,000 K に達し、太陽から受け取るよりも多くのエネルギーを放出します。このエネルギーのほとんどは重力圧縮効果 (ケルビン・ヘルムホルツ機構) から生じますが、この効果だけでは熱生成を説明するのに十分ではありません。提案されている説明の 1 つは、土星の深部にヘリウム液滴の「雨」があり、より軽い水素の海に落ちるときに摩擦によって熱を放出するというものです。必要] 。
雰囲気
木星と同様に、土星の大気は平行なバンドで構成されていますが、これらのバンドは赤道付近ではあまり見えず、幅が広くなります。実際、土星の雲システムはボイジャーのミッション中に初めて観察されました。それ以来、地上の望遠鏡は土星の大気を追跡できるように十分な進歩を遂げ、木星に共通する特徴（長命の楕円形の嵐など）が土星で発見されました。 1990年、ハッブル宇宙望遠鏡は土星の赤道近くに、ボイジャー探査機が通過した時には存在しなかった巨大な白い雲を観測した。 1994 年には、さらに規模の小さい嵐が観測されました。
1990 年の雲は、約 30 年ごとに繰り返される一時的な土星の現象である大白斑の一例です。大きな白斑は 1876 年、1903 年、1933 年、1960 年に観測されており、この周期が続けば、2020 年頃に再び嵐が発生すると予想されている[ 5 ] 。
カッシーニ探査機によって送信された画像では、北半球の大気は天王星の大気と同様に青く見えます。この色はおそらくレイリー散乱によって引き起こされます。
赤外線画像は、土星に熱い極渦があることを示しており、これは太陽系で知られている唯一の現象です。
六角形の波動システムは、北極の周囲、緯度78 度付近に存在します。これはボイジャー探査機の通過中に初めて発見されました[ 6 ] 、 [ 7 ] 。六角形の辺の長さは約 13,800 km です。この構造物は 10 時間 39 分 24 秒の周期で自転します。このシステムは、目に見える大気中の他の雲構造のように経度が変化しません。その起源は不明です。ほとんどの天文学者は、それが一連の定在波であると考えているようです。他の理論には、未知のタイプの極オーロラである可能性があるというものがあります[ 8 ] 。多角形の形状は、実験室で流体の入った回転バケツ内で再現されています[ 9 ] 。
ハッブル宇宙望遠鏡によって撮影された画像は、南極にジェット気流の存在を示していますが、極渦や同様の六角形系の存在は示していません[ 10 ] 。しかし、 NASAは2006年11月に、カッシーニが南極に存在するハリケーンのような嵐を観測したと報告した[ 11 ] 。これは地球以外の惑星でこれまでに観察された唯一の目である[ 12 ] 。
磁気圏
土星の磁場は木星よりも弱く（それでも地球よりは強い）、磁気圏は小さい[ 13 ] 。
回転
土星の大気は差動回転を受けるため、独自の回転周期を持ついくつかのシステムが定義されています (木星の場合と同様のケース)。
- 最初のシステムは 10:14:00 の周期を持ち、南赤道帯の北端と北方赤道帯の南端の間に広がる赤道帯に関係します。
- 2 番目のシステムは他のすべての緯度に関係し、周期は 10:39:24 です。
- 3 番目のシステムは、土星の電波放射の回転に基づいており、周期は 10:39:22.4 です。
ボイジャー探査機の通過中に測定されたこの最後のシステムは、惑星の回転について話すために一般に使用されるシステムでした。しかし、2004年の土星への接近中に、カッシーニ探査機は電波自転周期がわずかに増加し、10時間45分45秒(±36秒)に達したことを測定した[ 14 ] 。変化の正確な原因は不明です。
2007 年 3 月、電波放射の回転は惑星の自転を考慮せず、回転とは独立した土星の周囲のプラズマ円盤の対流運動によって引き起こされると発表されました。周期変動は、衛星エンケラドゥスの間欠泉によって引き起こされる可能性があります。土星の軌道上で放出される水蒸気は帯電して土星の磁場に負担をかけ、土星の回転に比べて回転が遅くなるだろう。この点が検証されると、土星の核の実際の回転周期を決定する信頼できる方法は知られていません[ 15 ] 、 [ 16 ] 、 [ 17 ] 、 [ 18 ] 。
惑星環
土星の輪は太陽系で最も注目に値する光景の 1 つであり、土星の主な特徴です。他の巨大ガス惑星とは異なり、非常に明るいため (アルベド 0.2 ～ 0.6)、簡単な双眼鏡で見ることができます。
そこには波、衝突、物質の蓄積など、絶え間ない動揺が存在します。
| 名前 | 内径 | 外半径 | 幅 (km) | 厚さ (メートル) | ||
|---|---|---|---|---|---|---|
| km | R S | km | R S | |||
| Dリング | 66,900 | 1,110 | 74,510 | 1,236 | 7,610 | ? |
| ゲラン師団 | 74,510 | 1,236 | 74,658 | 1,239 | 148 | — |
| リングC | 74,658 | 1,239 | 92,000 | 1,527 | 17,342 | 5 |
| リングB | 92,000 | 1,527 | 117,580 | 1,951 | 25,580 | 5-10 |
| カッシーニ管区 | 117,500 | 1.95 | 122,200 | 2.03 | 4,700 | — |
| リングA | 122 170 | 2,027 | 136,775 | 2,269 | 14,605 | 20-40 |
| エンケ部門 | 133,589 | 2,216 | — | — | 325 | — |
| キーラー部門 | 136,530 | 2,265 | — | — | 35 | — |
| R/2004 S 1 | 137,630 | 2,284 | — | — | ? | ? |
| R/2004 S2 | 138,900 | 2,305 | — | — | ? | ? |
| リングF | 140 180 | 2,326 | — | — | 30-500 | ? |
| Gリング | 170,000 | 2.82 | 175,000 | 2.90 | 5,000 | 1×10 5 |
| リングE | 181,000 | 3 | 483,000 | 8 | 302,000 | 1×10 7 |
衛星
土星には多数の天然衛星があります。リング内の氷片は技術的には衛星であり、大きな粒子と小さな月を区別することは不可能であるため、その数を言うのは困難です。
2007 年 5 月の時点で、59 個の衛星と、リング内のクラスターである可能性のある他の 3 個の天体が確認されています。 48個の衛星が確認され、命名されている。
既知の衛星のほとんどは小さく、直径 10 km 未満のものが 31 個、50 km 未満のものが 13 個あります[ 19 ] 。自重下で回転楕円体の形をとるほど重いものは 7 つだけです。その中で最大のタイタンは、水星や冥王星よりも大きく、太陽系で高密度の大気を持つ唯一の衛星です。
フィービーとハイペリオンを除いて、自転周期がわかっているすべての衛星は同期しています。ミマス-テチス、エンケラドゥス-ディオネ、タイタン-ハイペリオンの3つのペアの軌道は共鳴しています。ミマスとテチスは1:2で共鳴しています（ミマスの公転周期はテチスの公転周期のちょうど半分です）。エンケラドゥスとディオネも 1:2 共鳴関係にあります。タイタンとハイペリオンは 3:4 の共鳴関係にあります。
伝統的に、土星の衛星のほとんどはギリシャ神話のタイタンにちなんで名付けられています。
歴史的
望遠鏡による観測前の観測
土星は、夜間に肉眼で見える 5 つの惑星の 1 つであり、古くから知られ、観測されてきました。
地上望遠鏡観測
1610年、ガリレオは望遠鏡を土星に向けてその輪を観察したが、それが何なのか理解できず、この惑星には「耳」があるだろうと説明した。 1612年、地球は環の平面に突入し、環は消滅しました。 1613年、ガリレオが観察したものについて仮説を立てることができないまま、彼らは再び出現した[ 20 ] 。
1656 年、クリスティアン ホイヘンスは、はるかに強力な望遠鏡を使用して、惑星が実際にはリングで囲まれていることを理解し、リングが固体であると考えていました。彼はまた、土星の近くに後にタイタンと名付けられる別の星も発見した。
1675 年、ジャン＝ドミニク・カッシーニは、この環が分割されたいくつかの小さな環で構成されていると判断しました。これらのうち最大のものは、後にカッシーニ区分と呼ばれることになります。
1859 年、ジェームズ クラーク マクスウェルは、指輪が固体であるはずがないことを実証しました。彼は、それらは多数の小さな粒子で構成されており、それらはすべて独立して土星の周りを周回しているという仮説を立てています[ 21 ] 。マクスウェルの理論は、1895 年にリック天文台のジェームス キーラーによって行われた分光研究によって正しいことが証明されました。
宇宙探査機
高架道路
20世紀後半、土星には 1979 年にパイオニア 11 号、1980 年にボイジャー 1 号、1981 年にボイジャー 2 号という複数の宇宙探査機が訪問しました。
パイオニア 11 号は 1979 年 9 月に土星の雲から 20,000 km 以内を通過しました。探査機は土星とその衛星のいくつかの低解像度の写真を撮影しましたが、表面の特徴を区別するには十分ではありませんでした。彼女は広がったリングを研究し、F リングと分割部分に材料が空ではないという事実を発見しました。パイオニア11号はタイタンの温度も測定した。
1980 年 11 月、ボイジャー 1 号がこの星系を訪問しました。探査機は、惑星、その環、衛星の最初の高解像度画像を返しました。いくつかの衛星の表面が初めて観察されました。ボイジャー 1 号はタイタンのフライバイを実施し、月の大気についての知識を深めました。しかし、この大気が可視光の波長を通さないことも証明されました。フライバイによって探査機は太陽系面の外に弾き出された。
1981 年 8 月、ボイジャー 2 号は土星の研究を続けました。彼女は、進化する大気と環の証拠だけでなく、月をさらにクローズアップして撮影しました。残念ながら、フライバイ中、回転雲台が2日間動かなくなり、一部の写真が撮影できませんでした。土星の重力を利用して探査機を天王星に向けました。
探査機は、土星の環の近くまたはその内側を周回する複数の衛星を発見し、確認しました。彼らはまた、マクスウェルの分裂とキーラーの分裂も発見した。
| プローブ | 日付 | 距離(km) |
|---|---|---|
| パイオニア11 | 1979 年 9 月 1 日 | 21,000 |
| ボイジャー 1 号 | 1980 年 11 月 12 日 | 124,000 |
| ボイジャー2号 | 1981 年 8 月 25 日 | ? |
カッシーニ
カッシーニ・ホイヘンス探査機は、特にタイタンに注目して土星系を研究するために、2004 年 7 月1 日に土星の周りの軌道に投入されました。 2004 年 6 月にフィービーの上空を飛行しました。
この探査機は、2004 年 12 月 25 日にホイヘンス探査機を放出する前に、タイタンの 2 回の飛行を行いました。ホイヘンスは2005 年 1 月 14 日にタイタンの表面に降下し、降下中と着陸後に一連のデータを送信しました。 2005年中に、カッシーニはさらにいくつかのタイタンや他の衛星のフライバイを行いました。
2006年3月10日、NASAはカッシーニがエンケラドゥスで間欠泉として流出する液体の水の貯留層を発見したと発表した[ 22 ] 。
2006年9月20日、カッシーニは主環の外側とE環とG環の内側にある、これまで未発見の惑星環を撮影した[ 23 ] 。
2006年7月、カッシーニはタイタンの北極近くに炭化水素湖の最初の証拠を検出し、2007年1月に確認された。2007年3月、北極の新しい画像により、最大でカスピ海とほぼ同じ大きさの炭化水素の海が明らかになった[ 24 ] 。
この探査機の主な任務は、土星の周りを74周回った後、2008年に終了する予定である。おそらくミッションは少なくとも一度は拡張されるだろう。