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Saturn (土星)


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土星(どせい、Saturn)は太陽系の太陽に近い方から6番目の惑星。
太陽系内の惑星では木星に次いで大きい、ガスを主成分とする惑星(ガス惑星)である。
見た目の大きな特徴として、惑星の周りに明確に見える輪(環)がある。

物理的性質
木星に次いで太陽系で2番目に大きな惑星であり、直径は地球の約9.4倍、質量は約95倍である。
しかし、土星は太陽系の中で一番密度が低く、平均密度は水よりも低い約0.68 g/cm3となっている。
このため、「もし土星を水に入れることができれば、水に浮く」と説明されることも多い。なお、太陽系の中で最も密度の高い惑星は地球である。
土星は明らかに上下に潰れて見え、扁平である(扁平率は0.108)。
赤道と極では、直径が約10%も異なっている(120,536 km と 108,728 km)。
これは土星の高速な自転と密度の低さのためである。他のガス惑星も扁平ではあるが、土星ほどではない。

土星の内部は木星と似ている。中心に岩石の核があり、その上に液体金属水素の層、水素分子の層がある。
様々な氷も存在している。土星の内部は高温であり、核では12,000K に達し、土星が太陽から受けているよりも多くのエネルギーを放出している。
このエネルギーのほとんどは、ケルビン・ヘルムホルツ不安定(重力によるゆっくりとした圧縮)により生成されていると考えられているが、それだけで熱生成の全てが説明できているわけではない。

この差を説明する説の一つに、ヘリウムの雨によるという説がある。その説では、土星中心部の金属水素の中をヘリウムの液滴が落ちる際に生じる摩擦で、いくらかの熱が生成されると考えられている。
木星も土星と同様の金属水素の層を持っているが、木星は内部がより高温でヘリウムの水素への溶解度が高いこと・対流が活発であることから、この現象はあまり有効に働かないと推定されている。
実際に土星の大気中に含まれるヘリウムの割合は、太陽や4つの木星型惑星のどれよりも低く(体積比で9.9%)、土星内部でヘリウムの分離が起きていることを示唆している。

土星の大気には木星と同じような帯が存在しているが、木星よりもぼんやりしており、赤道面でより太い。
雲のパターンの観測は地上の望遠鏡からは困難だったので、ボイジャーにより初めて観測された。
その後、地上の望遠鏡の性能は常に土星の大気を観測できる程度に向上した。
土星の大気は、楕円形をしている以外は木星とよく似ている。
1990年にハッブル宇宙望遠鏡が、土星の赤道付近に大きな白い雲を観測した。それはボイジャーが観測した時点では見られなかったもので、1994年には、小さいものが、もう一度観測されている。
また、赤外線写真の解析より、土星で温度が最も高いのは極であることが分かっている。
この特徴は太陽系内で唯一のものである。

Saturn (土星) : Picture

Saturn
Saturn from Above
(C) NASA/JPL/SSI; Composition: Gordan Ugarkovic
This image of Saturn could not have been taken from Earth. No Earth based picture could possibly view the night side of Saturn and the corresponding shadow cast across Saturn's rings. Since Earth is much closer to the Sun than Saturn, only the day side of the ringed planet is visible from the Earth. In fact, this image mosaic was taken earlier this month by the robotic Cassini spacecraft now orbiting Saturn. The beautiful rings of Saturn are seen in full expanse, while cloud details are visible including the polar hexagon surrounding the north pole, and an extended light-colored storm system.

Saturn Saturn
Saturn
(C) NASA
Saturn
(C) NASA

Saturn Saturn
Saturn (CG)
(C) NASA
Saturn
(C) NASA
土星のオーロラ Saturn
土星のオーロラ
(C) NASA
Saturn
(C) NASA
Saturn Saturn
Saturn
(C) NASA
Saturn
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Saturn Saturn
Saturn
(C) NASA
Saturn
(C) NASA

Jupiter, Saturn, Uranus, Neptune
Jupiter, Saturn, Uranus, Neptune
(C) NASA

Jupiter, Saturn, Uranus, Neptune
Jupiter, Saturn, Uranus, Neptune
(C) NASA
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Saturn (土星) : Movie

Saturn - Space School Saturn's Mysterious Moons

土星の環
土星の環は惑星の環としては最もよく知られているものといえる。

歴史

土星の環は1610年にガリレオ・ガリレイによって初めて観測された。しかし、望遠鏡の性能が良くなかったために、ガリレオは輪になっていることを把握できなかった。その様子をトスカーナ大公コジモ2世(在位:1609年 - 1621年)へ書き送っている。
土星は一つではなく3つの星の集まったものです。それらはお互いに結合しており、動いたり変化したりすることはありません。これらは黄道上を同様に行き来し、中心になる土星と、その横にリングのようにくっついた構造をしています。
彼はまた、土星には耳があるとも書いている。地球から見た土星の向きは土星が公転するにつれて変わるため、1612年には環を観測できなくなった。1613年に再び見えるようになり、ガリレオをさらに悩ませた。
土星の環の謎は1655年にクリスティアーン・ホイヘンスがガリレオよりも数段優れた望遠鏡で観測するまで解けなかった。1675年にジョヴァンニ・カッシーニは土星の環は間をあけた複数の輪で構成されていることを発見した。
彼の名にちなんでA環とB環の隙間にはカッシーニの間隙と名付けられている。またA環内にはエンケの間隙と呼ばれるカッシーニの間隙よりも細い隙間が存在する。これはドイツの天文学者フランツ・エンケにちなんでつけられたものだが、現在のエンケの間隙はジェームズ・キーラーによって発見されたものである。
A環にはキーラーの空隙と呼ばれる隙間も存在する。

物理的特徴
最近の望遠鏡や性能のよい双眼鏡を使えば土星の環は容易に観測することができる。環は土星の赤道から 6,630 km の距離から 120,700 km の距離まで広がっており、シリカや酸化鉄、氷の粒子などで構成されている。
粒子は細かい塵状のものから、小さな自動車程度の物まで様々である。土星の環の起源については有力な説が2つある。一つは19世紀にエドゥアール・ロシュが唱えた説で、土星の衛星が土星に近づきすぎて潮汐力によって破壊されたというものである。この前提として、破壊された衛星に彗星や小惑星が衝突したとされている。もう一つはリングの構成物は元々衛星ではなく、土星形成時の星雲の成分がそのまま外に残った物という説である。
後者で形成された場合、土星の環は数百万年も形状を維持できるほど安定していないため、この説は今日ではそれほど広くは受け入れられていない。

土星の環は内側から順にD環、C環、B環、A環、F環、G環、E環があり、F環、G環はよじれた構造をしている。地球から観察した場合、環の間隙は最も大きなカッシーニの間隙とエンケの間隙のみ見ることができるが、ボイジャーは土星の環に何千もの空白区間があることを発見した。この構造は土星にある多くの衛星の副産物と考えられる。また、衛星の運動以外では粒子同士の重力的共鳴現象によって環を形作っていると考えられる。
環の厚さはその大きさに比べて非常に薄く、特に内側ほど薄い。各環の中央部の厚さは不明であるが、端部ではC環が約5m、B環が5~20m、A環が10~30mである。仮に土星本体の直径を10mとして模型を作ったとすると、環の厚さは数μm程度となる。なお、G環の厚さは100km、E環は1万kmと推定されている。
F環は、羊飼い衛星のパンドラとプロメテウスの二つの衛星によって形を維持していると考えられており、物質密度の高いコアという部分と淡いストランドという部分で構成され、形状は常に変化している。
2005年9月のカッシーニの観測により、F環のストランドが螺旋状であることが発見された。
螺旋構造の成因はF環とS/2004 S 6の衝突によると推測されている。
2006年3月、カッシーニによってエンケラドゥス南極付近に噴出孔が発見され、E環はここから放出された物質によって形成されたと考えられている。

環の夜側
太陽から照らされた面と、その反対(夜側)とでは環は全く異なったように見える。 夜側から見る環はかなり暗く、特にB環はほとんど黒に見える。地球からは土星の夜側を見ることができないので、宇宙探査機のみがこれを観測することができる。カッシーニはボイジャー以来25年ぶりに土星の夜側を撮影した。

環のスポーク
1980年まで、土星の環の構造は土星の重力のみによって形作られると説明されてきた。しかし、ボイジャーはB環のなかに暗い放射状の構造を発見した。これはスポークと呼ばれ、重力による環の軌道運動だけでは説明できない物だった。この現象は土星の環がほぼ土星の磁気圏内を運動しているため、環を構成している粒子の電磁相互作用によって生じていると考えられている。しかしスポークが形成される原因ははっきりと分ってはいない。
カッシーニは2004年7月の土星到着以来、ボイジャーと同等以上の精度で環を撮影したが、しばらくの間スポークは認められなかった。2005年9月に、スポークの写真が得られ、四半世紀を経てその存在があらためて確認された。スポークは、環の平面が太陽と大きな角度をなす土星の夏・冬には消失し、環の平面が公転面と重なる土星の春・秋に姿を現わすと考えられている。

土星の衛星
土星には多くの衛星が発見されており、2009年5月現在、64個の衛星が発見されている。うち3個が確認中であるが、既に53個には名前が付けられている。土星の環はこれらの衛星と深く関係があり、大きな環と比べてこれらの小さな衛星の軌道を正確に知ることは困難である。土星で最も大きな衛星であるタイタンは太陽系にある衛星の中で唯一濃い大気を持つ。土星の潮汐力により、これらの衛星は元々あった場所とは異なる軌道を描いていると考えられている。

北極の六角形構造
1980年、ボイジャー1号の観測により、北極上空に地球四個分に相当する大きさの正六角形に近似した渦状の構造を発見した。2007年のカッシーニでの赤外線観測でも継続して確認されており、2009年には可視光での観測が期待されている。幅約2万5千km、高さ100kmのこの構造は、自転方向と同じ反時計回りの回転を行っている。
現在のところ生成のメカニズムや存在の期間は解明されていない。ただし、たとえばバケツに水を入れてバケツを単に高速回転させたときにも正多角形の渦が生成されることが流体力学などではよく知られており、ほぼ同様の生成メカニズムである可能性もある。地球上でもたとえばハリケーン・イザベルなどにおいて、多角形渦をなすハリケーンや台風の目が観測されている。

土星の北極の六角形構造
土星の北極の六角形構造
(C) NASA

Saturn's North Polar Hexagon
Saturn's North Polar Hexagon
(C) NASA
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「ウィキペディア(wikipedia):フリー百科事典」より文章引用。

土星. (2011, March 26). In Wikipedia.

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