木星の環

木星の環の詳細解説

木星の環は、太陽系において土星の環、天王星の環に続き3番目に発見された惑星の環です。1979年にボイジャー1号によって発見され、その後、探査機ガリレオによる詳細な観測や、ハッブル宇宙望遠鏡、地上の観測施設からの観測によって、その構造が明らかになってきました。地上からの観測には、最大級の望遠鏡が必要です。

木星の環は、希薄で主に塵の成分で構成されており、4つの主要な環から成り立っています。内側から順に「ハロ環」、「主環」、そして外側に2つの「ゴサマー環」があります。

ハロ環: 最も内側に位置する環で、厚みが特徴的です。青っぽく見えるのが特徴です。
主環: 比較的明るく、非常に薄い環です。内側にはメティス、外側にはアドラステアという衛星が存在しています。
ゴサマー環: 外側に位置する2つの環で、それぞれアマルテアとテーベという衛星に由来する塵から形成されています。これらの環は希薄で幅広いです。

主環とハロ環は、衛星メティスやアドラステアなど、他の天体が高速で衝突した際に放出された塵から構成されています。2007年にニュー・ホライズンズによって撮影された高精細な画像により、主環の詳細な構造が明らかになりました。

可視光や近赤外線では、環は赤っぽく見えますが、ハロ環だけは青っぽく見えます。環の粒子の大きさは様々ですが、ハロ環以外の部分では、約15µmの非球形の粒子が主体です。ハロ環は、1µm以下の微粒子がほとんどです。環全体の質量は不明ですが、10¹¹から10¹⁶kgの範囲にあると考えられています。

木星の環の構造

既知の木星の環の主要な性質は、以下の通りです。

主環

主環は、木星の環の中で最も明るく、幅が狭く、厚みが薄いのが特徴です。外端は、木星の中心から約12万9,000km（木星半径の1.806倍）に位置し、衛星アドラステアの軌道と一致しています。内端は、木星の中心から約12万2,500km（木星半径の1.72倍）で、衛星は存在しません。

主環の幅は約6,500kmで、見る角度によって見え方が異なります。前方散乱光の下では、アドラステアの軌道のすぐ内側で明るさが急激に低下し、外側では背景と同じレベルになります。そのため、アドラステアは主環の羊飼い衛星となっています。明るさは、木星に向かって増し、環の中央付近で最大になりますが、メティスの軌道付近に空隙があります。

後方散乱光の下では、主環の外側の境界がはっきりしており、アドラステアの軌道の外側にリングレットが形成されています。メティスの軌道の外側にも3つ目のリングレットが見られます。後方散乱光で見ると、主環は2つの部分に分かれているように見えます。外側は狭く、3つのリングレットを含み、内側は希薄で、前方散乱光で見られるような構造が見られません。メティスの軌道がこれらの境目となっています。これらの詳細な構造は、ガリレオやニュー・ホライズンズによる観測で明らかになりました。

主環は、非常に薄く、垂直方向には30kmにも満たないと考えられています。側方散乱光では厚さは80kmから160km、前方散乱光では約300kmになります。ガリレオは、主環に膨らみがあり、約600kmと比較的厚い物質の雲が内側を取り巻いていることを発見しました。

ガリレオの画像分析により、見る方向に関係なく縦方向の明るさの変化があることや、500kmから1,000km程度の斑点が存在することがわかりました。ニュー・ホライズンズの観測では、主環を構成する粒子が塊状になっているものが7つ発見されました。

主環のスペクトルを分析すると、環を構成する粒子が赤みがかっており、アルベドが長い波長で高くなることが示されています。主環のスペクトルは、アドラステアやアマルテアのスペクトルと類似しています。主環を構成する粒子の大きさの分布は、冪乗則に従うと考えられています。

主環の塵は、ポインティング・ロバートソン効果と木星の磁気圏からの電磁力によって常に取り除かれるため、1cmから0.5cm程度の粒子同士の衝突や、木星系外からの天体との衝突によって、塵が継続的に供給されている必要があります。主環の年齢は不明ですが、木星近傍の小天体の最後の残骸が集まっている可能性もあります。

ハロ環

ハロ環は、最も内側に位置する厚い環です。外端は、半径約12万2,500km（1.72木星半径）で、主環の内側の境界に接しています。木星側に向かって、環は急速に厚みを増します。ハロ環の正確な厚さは不明ですが、環の平面から垂直方向に1万km離れた場所でも環を構成する物質が確認されています。内側の境界は約9万2,000kmですが、その内側にも物質が存在します。

ハロ環は、前方散乱光で見た時に最も明るく、その明るさは主環よりも小さいですが、厚みが大きいため、垂直方向への光子の流束は同程度です。ハロ環のスペクトルは、主環とは異なり、赤みがかっておらず、むしろ青っぽく見えます。

ハロ環は、15µm以下の微粒子で構成されており、特に環の平面から遠い部分は、1µm以下の塵でできていると考えられています。この塵は、主環の塵に由来する可能性があり、木星の磁気圏からの電磁力によって軌道傾斜角や軌道離心率が大きくなります。

ゴサマー環

ゴサマー環は、アマルテア・ゴサマー環とテーベ・ゴサマー環の2つに分かれています。これらの環は非常に希薄で、木星の衛星に由来する塵で形成されています。

アマルテア・ゴサマー環: アマルテアの軌道から木星方向に向かって広がる環です。環の厚さは約2,300kmで、木星に向かうに従って緩やかに減少しています。
テーベ・ゴサマー環: テーベの軌道から木星方向に向かって広がる環で、木星の環の中で最も希薄です。テーベの軌道付近で約8,400kmの厚さがあり、木星に近づくにつれて緩やかに減少します。

ゴサマー環の塵は、木星の衛星表面からの衝突によって放出され、ポインティング・ロバートソン効果によって徐々に木星に近づきます。ゴサマー環の厚さは、衛星の軌道傾斜角に起因する垂直方向の偏位運動によって決定されます。

ヒマリアの環

2000年に発見された直径4kmの小さな衛星ディアが、その後見失われました。一つの説は、ディアがより大きな衛星ヒマリアに衝突し、その結果、希薄な環を形成したというものです。この環は、ニュー・ホライズンズの画像で確認されました。

木星の環の観測史

木星の環の存在は、1975年のパイオニア11号の観測結果から推測されました。1979年にボイジャー1号が、露光過度の写真を撮影したのが最初の発見です。その後、ボイジャー2号によってさらに広範囲な写真が撮影されました。1995年から2003年にかけてガリレオによって詳細な写真が撮影され、木星の環に関する知見が大幅に向上しました。

1997年と2002年には、地上のケック天文台から、1999年にはハッブル宇宙望遠鏡で観測され、後方散乱光の下での豊富な構造が明らかとなりました。2007年には、ニュー・ホライズンズによって、主環の詳細な構造が初めて明らかとなりました。2000年、土星に向かう途中のカッシーニも木星の環を広範囲に観測しました。将来のミッションによって、木星の環についての更なる情報が得られることが期待されています。

脚注

注釈

出典

外部リンク

Jupiter Rings Fact Sheet
Jupiter's Rings by NASA's Solar System Exploration
NASA Pioneer project page
NASA Voyager project page
NASA Galileo project page
NASA Cassini project space
New Horizons project page
Planetary Ring Node: Jupiter's Ring System
Rings of Jupiter nomenclature from the USGS planetary nomenclature page

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