天王星の環

天王星の環

天王星の環は、太陽系内の他の惑星の環と比較すると、その複雑さと規模において、土星の環と木星や海王星の環の中間的な存在です。1977年にジェームズ・L・エリオットらによって発見されましたが、その約200年前の1789年にウィリアム・ハーシェルも観測を試みた記録が残っています。しかし、天王星の環は非常に暗く希薄であるため、ハーシェルの観測が本当に環であったのかについては、現代の天文学者の間で議論があります。

発見の歴史

発見前史

ウィリアム・ハーシェルは、18世紀に天王星を詳細に観測した際に、1789年2月22日の記録に「環が存在する疑いがある」と記述し、環の略図とともに「少し赤みがかっていた」と記しています。しかし、ハーシェルの記録は、1797年に王立協会から出版されたものの、その後2世紀近くにわたって環についての言及はほとんどありませんでした。同時代の天文学者の多くが環を見ることができなかったため、ハーシェルの観測には疑問が残りますが、ハーシェルが観測したとされるν環の大きさや色については、その変化を正確に記述していたという主張もあります。

環の存在を理論的に予測した人物もいましたが、その理論は正確性に欠けていたため、発見前後を通じて重視されることはありませんでした。

掩蔽による発見

天王星の環は、1977年3[[月10日]]に、恒星SAO 158687の天王星による掩蔽を観測中に偶然発見されました。ジェームズ・L・エリオットらは、天王星の大気を研究するために掩蔽を観測していましたが、観測開始時に、恒星が天王星に隠れる前後に、短時間の減光が5回ずつ観測されたのです。この減光は、当時は未発見であった狭い環によるものと判明しました。当初、この減光は多数の小衛星によるものと考えられましたが、観測結果の詳細な分析から、減光のパターンが環によるものであることが示されました。この時、発見された5本の環は、内側からα、β、γ、δ、εと名付けられました。

その後、1978年には、追加の観測によって、α環の内側に3本の環（6、5、4）が発見され、さらにβ環とγ環の間にη環が発見されました。これらの発見は、天王星の環が複雑な構造を持つことを示しました。

さらなる発見

1986年には、ボイジャー2号が天王星を通過する際に、さらに2つの希薄な環が発見され、環の数は合計11となりました。2003年から2005年にかけては、ハッブル宇宙望遠鏡によって、さらに2つの外側の環が発見され、現在では合計13本の環が確認されています。これらの外側の環の発見は、既知の環の半径を大きく広げました。

ハッブル宇宙望遠鏡は、これらの環に加え、天王星の周りを公転する小さな2つの衛星も発見しました。そのうちの1つであるマブは、最も外側の環と軌道を共有しています。

一般的な性質

現在、天王星の環は13本から成ることが知られており、天王星からの距離が遠ざかる順に1986U2R/ζ、6、5、4、α、β、η、γ、δ、λ、ε、ν、μと呼ばれています。これらは、9つの狭い主環、2つの塵の環、2つの外側の環の3つのグループに分類されます。

天王星の環は、主に微小粒子で構成され、塵はほとんど含まれていませんが、一部の環には塵が含まれていることが知られています。これらの環の他に、薄い塵の帯や不完全なアークが存在しており、これらは掩蔽の際に時折検出されます。環の間に存在する多くの塵の帯は、ボイジャー2号による前方散乱の観測でも確認されています。天王星の全ての環は、見る角度によって明るさが変化します。

環の粒子は非常に暗く、アルベドは5 - 6%を超えません。環の粒子は見る角度によって明るさが急激に変化し、位相角が0に近づくにつれてアルベドが増加します。これは、正面から見るとアルベドがさらに小さくなることを意味します。紫外線や可視光で観測すると若干赤く、近赤外線で観測すると灰色がかって見えることも特徴です。環の粒子の化学組成は正確にはわかっていませんが、非常に暗いことから、水氷だけでは構成されていないと考えられています。恐らく、水氷と放射線によって暗くなった有機化合物が混ざっていると考えられています。

天王星の環は、希薄な塵の環である木星の環とも、幅広く複雑な構造を持つ土星の環とも異なりますが、部分的には、土星のF環や天王星のε環のように、狭く、比較的暗く、1対の羊飼い[[衛星]]を持つという点で共通点があります。また、天王星の外側の環は、土星のG環やE環と類似している点も見られます。

各環の詳細

狭い主環

ε環

ε環は、天王星の環の中で最も明るく密度が高い部分であり、環からの光の反射の3分の2を占めます。この環は、離心率が大きく、天王星の軌道上の位置によって明るさが大きく変化し、最も明るい時と最も暗い時では、2.5倍から3倍の差があります。環の幅も変化し、最も広い場所では約96km、最も狭い場所では約20kmとなります。ε環は複数の粒子の層で構成され、その厚さは推定150mと非常に薄いです。また、内側と外側に羊飼い[[衛星]]（コーディリアとオフィーリア）を持っており、これらの衛星との共鳴によって、環の形状が維持されていると考えられています。

δ環

δ環は丸みを帯びており、若干傾斜しています。この環には、光学的深さと幅に大きな変動が見られます。環は、狭い部分と広い内側の部分の2つで構成され、その外端はコーディリアとの共鳴軌道上にあります。広い部分には塵が多く含まれており、前方散乱の光の下では明るく見えます。

γ環

γ環は、狭く光学的に密な環であり、軌道傾斜角はほぼ0です。幅は場所によって異なりますが、等価光学的深さはほぼ一定です。この環は非常に薄く、塵が少ないため、環が平面を横切る際には消失します。

η環

η環は、δ環と同様に狭い環と外側の広い環の2つで構成されています。狭い環は比較的密度が高く、広い環には塵が豊富に含まれています。環の平面を横切る際には明るさを増す性質を持ちます。

α環とβ環

α環とβ環は、ε環に次いで明るく、明るさや幅が大きく変化します。これらの環は離心率が大きく、軌道傾斜角も無視できない値です。環の平面を横切る際には消失しますが、β環のすぐ外側には塵の帯が存在することが観測されています。

6環、5環、4環

6環、5環、4環は、天王星の環で最も内側にあり、最も不鮮明な環です。これらは最も傾斜した環であり、離心率も大きいのが特徴です。非常に狭く、塵が少ないため、環が平面を横切る際には見えなくなります。

塵の環

λ環

λ環は、ボイジャー2号によって発見された狭く希薄な環で、ε環のすぐ内側に位置します。この環は、後方散乱光では非常に狭く見えますが、前方散乱光では非常に明るく、多量のμmサイズの塵を含んでいます。

1986U2R/ζ環

1986U2R/ζ環は、6環の内側に位置する幅広く希薄な環です。この環は非常に希薄で、観測される時期によって位置や明るさが変化することが知られています。2007年には、環が平面を横切る際に最も明るく見えました。

外側の塵の環

μ環とν環

μ環とν環は、2003年から2005年にかけてハッブル宇宙望遠鏡によって発見された外側の環です。これらの環は非常に幅広く、希薄で、内側の環とはいくつかの点で異なっています。μ環は、ほぼ全てが塵で構成されていると考えられ、ν環は若干赤みを帯びています。

環の機構と起源

天王星の狭い環は、粒子が分散してしまうのを防ぐための機構が必要です。最も有力なモデルは、羊飼い[[衛星]]が環を構成する粒子と重力相互作用することで、環を維持するというものです。この機構はε環で確認されていますが、他の環の近くには10kmを超える衛星は発見されていません。ε環の年齢は、羊飼い[[衛星]]との距離から、6億年を超えないと推定されています。

天王星の環は比較的若く、大きな天体の衝突によって定期的に更新されていると考えられています。これらの衝突によって、衛星が破壊され、その破片が環を形成します。塵の帯は、非常に寿命が短いため、環の粒子や衛星からの衝突によって常に補充されています。

探索

1986年にボイジャー2号が天王星をフライバイした際に、天王星の環全体が詳細に調査され、λ環と1986U2R環が発見されました。また、様々な角度から環の画像が撮影され、その複雑な構造が明らかになりました。

環の諸表

（環の詳しい情報が表形式で示される）

出典

（外部リンクと参考文献）

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