ディオネ (衛星)

ディオネ：土星の神秘的な氷衛星

ディオネは、土星の第4衛星であり、1684年にジョヴァンニ・カッシーニによって発見されました。この衛星は、その独特な特徴と複雑な歴史から、科学者たちの間で長年にわたり関心が持たれてきました。

概要

ディオネは、土星の衛星の中では4番目に大きい天体です。その組成は主に氷で構成されており、岩石質の核も含まれていると考えられています。興味深いことに、ディオネの表面は、公転方向の前側と後側で大きく異なっています。前側の半球はクレーターが多く、明るい表面を持つ一方、後側の半球はクレーターが少なく、暗い色をしています。さらに、後行半球には網目状の線が見られ、これは衛星形成直後の内部活動によって生じたと考えられています。これらの特徴は、土星の別の衛星であるレアと類似しています。

2011年、探査機カッシーニの観測によって、ディオネには非常に薄いながらも酸素を主成分とする大気が存在することが明らかになりました。この大気は、土星の荷電粒子が表面の氷を分解することによって生成されていると考えられています。しかし、その気圧は極めて低く、地球の高度483kmに相当する程度です。

カッシーニのデータからは、ディオネの北半球に長さ約800kmの隆起地形「Janiculum Dorsa」が存在することも判明しました。この地形の氷の湾曲具合から、過去に高温になっていた可能性が示唆され、氷を主成分とする他の衛星と同様に、地下に海が存在する可能性も指摘されています。

ディオネの軌道上には、トロヤ衛星と呼ばれる特別な衛星も存在します。ラグランジュ点L4にはヘレネ、L5にはポリデウケスが位置しており、これらの衛星はディオネと同じ軌道を共有しています。

発見と命名

ディオネは、1684年3月21日にジョヴァンニ・カッシーニによって発見されました。彼は、以前にもレアとイアペトゥスを発見しています。カッシーニは、これらの衛星をパリ天文台の大型空気望遠鏡を用いて観測しました。

カッシーニは、発見した4つの衛星にルイ14世を讃える「Sidera Lodoicea（ルイの星）」という名前をつけました。その後、17世紀末にはこれらの衛星はタイタンと共に、Saturn IからSaturn Vという番号で呼ばれるようになりました。1789年にミマスとエンケラドゥスが発見されると、番号付けの方法がSaturn VIIまで拡張され、古い5つの衛星の番号も変更されました。この方式は1848年にヒペリオンが発見されるまで続き、イアペトゥスの番号はSaturn VIIIに変更されました。

現在知られている衛星の名前は、天文学者のジョン・ハーシェルによって与えられました。彼はミマスとエンケラドゥスの発見者ウィリアム・ハーシェルの息子であり、1847年に発表した著書の中で7つの衛星に命名しました。ディオネの名前は、ギリシア神話の巨人族ティーターンの一人であるディオーネーに由来しています。ディオーネーはクロノスの姉であり、ゼウスとの間にアプロディーテーをもうけたとされています。

軌道

ディオネの軌道長半径は377,415kmであり、地球の月の軌道長半径よりもわずかに小さいです。しかし、土星の質量は地球の約95倍であるため、ディオネの軌道周期は月の約10分の1です。

現在、ディオネはエンケラドゥスと1:2の平均運動共鳴を起こしています。エンケラドゥスが土星を2周する間に、ディオネは土星を1周します。この共鳴により、両衛星の軌道離心率が一定の値に保たれ、両衛星内部で潮汐加熱が発生します。この潮汐加熱は、特に活発な噴出活動が観測されているエンケラドゥスの地質活動にとって重要です。

ディオネは、自身の軌道上にトロヤ衛星であるヘレネとポリデウケスを持っています。ヘレネはディオネから60°先行した位置、ポリデウケスは60°後方の位置に存在します。これらの衛星は、ディオネとの1:1の平均運動共鳴を起こしています。同様の関係にある土星の衛星として、テティスとそのラグランジュ点に存在するテレストとカリプソがあります。

物理的特徴と内部構造

ディオネの直径は1122kmで、土星の衛星の中で4番目に大きく、太陽系の衛星の中でも15番目の大きさです。また、自身よりも小さいサイズの衛星の中では最も重いです。ディオネの質量は約3分の2が氷で、残りは岩石質の高密度の核で構成されていると考えられています。

ディオネは、レアと非常に似た特徴を示しますが、レアよりもサイズが小さく、密度が高いです。両方の衛星は、似たアルベドの特徴、変化に富んだ地形、そして公転の先行半球と後行半球で異なる特徴を示します。ディオネの先行半球は一様に明るい表面を持ちますが、後行半球には網目状の氷の断崖がみられます。

内部海の存在

カッシーニの観測データから、ディオネには内部海が存在する可能性が示唆されています。これは、軌道共鳴の関係にあるエンケラドゥスと同様の状況です。表面に存在する「Janiculum Dorsa」という地形は、内部に海が存在すると仮定することで説明できます。この地形は高さが1〜2kmあり、ディオネの地殻はその下約0.5kmまで広がっていると考えられています。このことから、Janiculum Dorsaが形成された際には、氷の地殻が暖かかったことが示唆され、衛星の潮汐変形を大きくする地下の液体の海が存在するためであると考えられます。衛星の形状と重力データを分析した結果、全球的に広がる液体の内部海は厚さが65±30kmで、その上に厚さ99±23kmの氷の地殻が存在すると予測されています。

内部海が存在すると考えられるディオネとエンケラドゥスは、静水圧平衡の形状にはなっていませんが、平衡からのずれはアイソスタシーによって維持されています。ディオネの氷地殻の厚さのばらつきは5％未満と考えられており、最も薄いのは氷地殻への潮汐加熱が最大となる両極付近です。

氷崖

1980年にボイジャー1号がディオネを撮影した際、後行半球の表面を覆う細い構造が発見されました。当初、この構造は高いアルベドを持ち、その下の表面の特徴を隠さない程度に薄いと考えられていました。これらの構造が形成された原因は不明でしたが、一説には形成直後のディオネが地質学的に活発であり、氷火山などの現象によって形成されたと考えられていました。しかし、2004年のカッシーニのフライバイによる近距離画像から、これらの構造は氷の堆積物ではなく、地質学的な破砕によって形成された氷の崖であることが判明しました。

この発見から、ディオネの後行半球は、膨大な破砕地形に覆われた状態であることが明らかになりました。2005年のカッシーニのフライバイでは、氷崖を斜め方向から撮影した画像が得られ、崖のいくつかは数百メートルの高さを持つことが判明しました。

クレーター

ディオネの表面には、クレーターが非常に多い領域、クレーターがやや多い平原、少しのクレーターが見られる平原、そして地質学的な破砕が見られる領域が存在します。クレーターが非常に多い領域には、直径100km以上のクレーターが多数存在し、平原領域に見られるクレーターは直径30km以下という傾向があります。クレーターが非常に多い地形は後行半球側に見られ、クレーターが少ない平原は先行半球に見られます。これは、科学者が予想していた状態とは逆の傾向です。

潮汐固定された衛星のクレーター形成モデルによれば、先行半球でクレーター形成率が最も高く、後行半球で最も低くなるとされています。ディオネのクレーター分布は、かつてディオネが逆向きに潮汐固定されていたことを示唆しています。ディオネは比較的小さい衛星であるため、直径35km以上のクレーターを形成するような天体衝突が発生した場合、衛星は回転させられます。形成直後の後期重爆撃期には、衝突によって何度も回転させられていた可能性があります。現在のクレーター形成パターンと、先行半球側が明るい表面を持つことから、ディオネが現在の向きで潮汐固定されてから数十億年が経過していると考えられています。

カリストと同様に、ディオネのクレーターには、月や水星に見られるような大きな起伏は見られません。これは、地質学的な時間に渡って、脆弱な氷地殻が沈降した結果だと考えられます。

大気

2010年4月7日、カッシーニがディオネをフライバイした際に、薄い酸素分子イオン（O2+）の大気層が検出されました。この大気は非常に希薄であり、科学者はこれを希薄な大気というよりも外気圏とみなしています。カッシーニのプラズマ分析器によって測定された酸素分子イオンの数密度は、1立方センチメートルあたり0.01から0.09個です。ディオネの外気圏からは水を直接検出することはできませんでしたが、土星の強力な放射線帯から高電荷の粒子が氷中の水分子を水素と酸素に分解していると考えられています。

探査

ディオネの最初の接近観測はボイジャー1号によって行われました。その後、土星探査機カッシーニは合計5回の接近観測を行いました。ディオネを目標とした近接フライバイでは、2005年10月11日に500kmの距離からの観測が行われたほか、2010年4月7日にも500kmの距離からの観測が行われました。2011年12月12日には99kmの距離まで接近し、その後2015年6月16日と8月17日にもそれぞれ516kmと474kmの距離でフライバイが行われました。

まとめ

ディオネは、その複雑な地形、内部海の可能性、薄い大気など、多くの謎を秘めた興味深い衛星です。今後の探査や研究によって、この神秘的な天体の更なる解明が期待されます。

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