宇宙ニュース大辞典　

天王星には2005年の時点で27個の衛星が発見され、すべてが命名されている。衛星の名前はウィリアム・シェイクスピアかアレキサンダー・ポープの作品中の登場人物名がつけられている。

ボイジャー2号が接近するより前に発見されたアリエル、ウンブリエル、チタニア、オベロン、ミランダを天王星の五大衛星と呼ぶ事がある。

衛星の他に、直径10m以下の暗い物質で構成された薄い環もある。天王星の環に関して最初に言及したのはウィリアム・ハーシェルであった。ハーシェルは1789年2月22日[1]に「赤みがかった」環（ε環と推測される）を観測し、1797年に正式に発表した。だが、この説は受け入れられず、その後約200年に渡り環は観測されなかった。1977年3月10日に恒星の掩蔽を観測する事によって天王星の環は発見された。その環は暗く、とてもハーシェルの時代の望遠鏡で見えるものではないと思われたが、後にカッシーニによる観測で土星の環が拡散しつつあるという事が分かったため、ハーシェルは天王星の環を実際に観測していたが、その後2世紀の間に環が暗くなってしまったのではないかという仮説が立てられている。

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天王星が惑星として確認されたのは比較的近代になってからである。実際には何度も観測されてはいたが惑星とは認識されていなかった。知られている観測の記録では1690年のジョン・フラムスティードによるものが最古である。

1781年3月13日、ウィリアム・ハーシェルが天王星を観測した。彼はそれが新天体であることには気づいたが、彗星だと考え、3月22日、彗星を発見したと発表した。

しかしその後、観測が進むと、彗星だと仮定して求めた軌道は観測に合わなかった。そこで、アンデル・レクセルは円軌道を仮定して軌道を求め、観測結果を説明することに成功した。求められた軌道長半径は18.93 AUで、新天体は土星のはるか遠方の、それまで思われていたよりもずっと巨大な天体であることがわかった。これ以後、新天体は惑星とみなされるようになった。

ハーシェルは新惑星をイギリス国王ジョージ3世にちなみ、ゲオルギウム・シドゥス（Georgium Sidus、ラテン語で「ジョージ星」という意味）と名付けた（のちに、sidusは恒星であって惑星ではないという指摘を受け、ジョージアン・プラネット (Georgian Planet) に改名）。しかし、イギリス以外では普及しなかった。1784年にジェローム・ラランドが提案した"ハーシェル"は、フランスの天文学者の間に広まった。その後も多くの名前が提案されたが、最終的に、ヨハン・ボーデが提案したウラヌス (Uranus) が広まった。1827年までにはイギリスでもこの名が最も一般的になり、全ての天文台がウラヌスに切り替えたのは1850年だった。なお、中国で生まれた「天王星」という訳語が、日本・韓国・ベトナムにも広まった。

天王星に行った探査機は1977年8月20日に打ち上げられたボイジャー2号ただ一機である。ボイジャー2号は1986年1月24日に天王星に最接近した。

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天王星は主にガスと多様な氷から成っている。大気には水素が約83%、ヘリウムが15%、メタンが2%含まれている。内部は重い元素に富み、岩石のほか、酸素、炭素、窒素からなっている。ほとんどが水素とヘリウムでできている木星や土星とは対照的である。天王星と海王星は従来木星型惑星に分類されていたが、木星や土星の核から液体の金属水素の層を除いたものによく似ており、内部は比較的均一に分布しているようである。こうした違いから、木星型とは異なる天王星型惑星として分類されるようになってきている。

天王星が青色に見えるのは大気に含まれるメタンによって赤色光が吸収されるためである。

天王星の特徴の一つとして自転軸が挙げられる。黄道面に対しほぼ横倒しに倒れている。天王星の自転軸がなぜこれほど傾いているのかは分かっていない。天王星がまだ完成されていない時期に大きな原始天体が衝突したのではないかと推察されている。

また、自転軸の傾きのため極周囲の方が赤道周囲よりも太陽からの熱を受けているが、奇妙な事に赤道周囲の方が極地よりも温度が高い。この理由もまだ解明されていない。

ボイジャー2号によって天王星に磁場の存在が確認された。天王星の磁場の中心は惑星の中心から大幅にずれており、60゜自転軸から傾いている。

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天王星 天王星（てんのうせい、Uranus）は、太陽系の太陽から7番目に近い惑星である。 太陽系の惑星の中で3番目に大きい。 1781年3月13日、イギリスの天文学者ウィリアム・ハーシェルにより発見された。名称のUranusは、ギリシア神話における天の神ウーラノス（Ουρανός、ローマ字転写：Ouranos）のラテン語形である。 最大等級+5.6等のため、最接近時は肉眼で見えることもある。のちにハーシェル以前に恒星として20回以上の観測記録（肉眼観測も含む）があることが判明した。もちろん、動く惑星であることを確認したハーシェルの功績は変わることはない。 ・天王星の物理的性質 ・天王星の発見 ・天王星の衛星と輪

発見 発見日 1781年3月13日 発見者 ウィリアム・ハーシェル 発見方法 自宅の望遠鏡による観測 軌道要素と性質 太陽からの平均距離 19.1914 AU 平均公転半径 2,870,990,000 km 近日点距離 (q) 18.286 AU 遠日点距離 (Q) 20.096 AU 離心率 (e) 0.0461 公転周期 (P) 84年3日15.66時間 軌道傾斜角 (i) 0.774° 太陽の惑星 衛星の数 27 物理的性質 赤道面での直径 51,118 km 表面積 8,130,000,000 km2 質量 8.686 × 1025 kg 地球との相対質量 14.54 平均密度 1.29 g/cm3 表面重力 7.77 m/s2 自転周期 17時間14分（逆行） アルベド（反射能） 0.51 赤道傾斜角 97.92° 表面温度 最低 平均 最高 59 K 68 K n/a 大気の性質 大気圧 深さによって異なる 水素 83% ヘリウム 15% メタン 1.99% アンモニア 0.01% エタン 0.00025% アセチレン 0.00001% 一酸化炭素 硫化水素 微量

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2007年2月現在、海王星の衛星は13個発見され、すべてに名前が付けられている。また、離心率の大きな軌道や逆行する軌道を描いている衛星も多く、海王星に捕獲されたエッジワース・カイパーベルト天体ではないかと考えられている。

他の大惑星同様、海王星にも環があると考えられていたが、地球からの観測では周回軌道の一部だけを覆う不完全な環しか見つからず、「リング・アーク」または「アーク」と呼ばれていた。ボイジャー2号の探査によって4本の完全な環が見つかり、リング・アークは環の中の特に明るい部分であった事も判明した。

ただ、アークの力学は不明なままである。地球からの観測でリベルテ・アークはボイジャーが観測した時よりも大幅に輝きが失せた事も分かっており、海王星の環は不安定なものである可能性が高くなっている。

衛星はギリシア神話における海や水の精霊、環は海王星と関係の深い天文学者、リング・アークはフランス語の抽象名詞から取った名が付けられている。



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天王星の発見後、その摂動から未知の惑星が存在すると考えられるようになった。フランスではルヴェリエが予想軌道を算出し、それを受けたガレが1846年9月23日に発見した。一方イギリスでは、アダムズが予想軌道を算出し、ジェームズ・チャリスに報告した。チャリスはあまり気の進まないまま、1846年7月から探索をはじめ、アダムズの予測位置付近の星の位置の記録を始めた。そしてガレの海王星発見の後、実はその1ヶ月前にチャリスは2度海王星を観測していたが、新惑星であることを見落としていたことがあきらかになった。このため、アダムズとルヴェリエは発見者は誰かという事で揉めたが、アダムズはルヴェリエに発見者の座を譲った。現在では2人とも発見者の扱いとなっている。

海王星の実際の軌道はティティウス・ボーデの法則に従わないため、予想軌道とは遠日点や離心率が大きく異なっていたが、算出された時点での位置や運動に関しては正しい値に近かった。そしてその時点からあまり年月が経たないうちに探索したこと、ガレが務めていたベルリン天文台に海王星の明るさである8等級の星を網羅した最新の星図が備えられていたことが、この発見に繋がった。

海王星の公転周期は約165年であり、2011年には最初に発見された時点の位置に戻る。

海王星は天王星と同じく大気に含まれるメタンの影響で美しい青色をしている。天王星に比べより青みが深い理由は未知の化合物によるものと考えられている[1]。

海王星を訪れた探査機はボイジャー2号だけである。1989年8月24日に最接近した。なお、NASAでは2030年頃に打ち上げ、8〜12年後に海王星へ到達するネプチューン・オービターの構想がある。


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海王星は巨大な氷惑星で、太陽から非常に離れているためわずかな熱しか受けていない。表面の温度は-218℃である。 内部の構造は天王星と似て、氷に覆われた岩石の核を持ち厚い大気が存在していると考えられている。また、ボイジャー2号の接近時に表面に大暗斑（だいあんはん）と呼ばれる台風の渦巻きの様な模様が発見されたが、その数年後に地球からの観測が行われた時には既に消滅していた。

木星や土星同様、内部に熱源を有しており、太陽から受けている約2倍ほどの熱を、自ら供給していると考えられている。



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海王星 海王星（かいおうせい、Neptune）は、太陽系の太陽に近い方から8番目の惑星。太陽系惑星の中では最も太陽から遠い位置を公転する惑星である。名称のNeptuneは、ローマ神話における海神ネプトゥヌスにちなむ。 海王星はガリレオ・ガリレイやジェローム・ラランドによっても観測されていたが、当時は恒星と思われていた。 ・海王星の物理的性質 ・海王星の観測と探査 ・海王星の衛星と輪

発見 発見年 1846年9月23日 軌道要素と性質 太陽からの平均距離 30.068964 AU 平均公転半径 4,498,252,900 km 近日点距離 (q) 29.811 AU 遠日点距離 (Q) 30.327 AU 離心率 (e) 0.00858587 公転周期 (P) 164年 288日 13時間 会合周期 367.5 日 平均軌道速度 5.4778 km/s 軌道傾斜角 (i) 1.76917° 太陽の惑星 衛星の数 13 物理的性質 赤道面での直径 49,572 km 表面積 7.65 × 109 km2 質量 1.024 × 1026 kg 平均密度 1.64 g/cm3 表面重力 11.0 m/s2 脱出速度 23.71 km/s 自転周期 16時間 6.5分 アルベド（反射能） 0.41 表面温度 最低 平均 最高 50K 53K n/a 大気の性質 大気圧 深さによって異なる 水素 >84% ヘリウム >12% メタン 2% アンモニア 0.01% エタン 0.00025% アセチレン 0.00001%

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パイオニア11号

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土星に初めに接近したのはパイオニア11号である。1979年9月1日に、20,000kmの距離から土星と、いくつかの衛星についてあまり解像度の高く無い写真を撮影した。解像度は表面の大気を識別できる程鮮明ではなかった。しかし、太陽側から見たときには薄いF環と暗い間隙が明るく見えることを発見した。これは間隙は何もないのではなく、何かがあることを示している。また、タイタンの温度を測定した。

ボイジャー

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1980年11月にボイジャー1号が土星に接近した。この時初めてこの惑星、衛星、環の高解像度の写真が得られた。特に多くの衛星について地表の画像が初めて得られた。また、タイタンに接近したことによりこの衛星の大気についての多くの情報を得た。しかし、タイタンの大気は可視光を通さない物であったため、地形についての詳細なデータは得られなかった。また、この接近によりボイジャー1号は太陽系軌道を離れた。

約1年後の1981年10月、ボイジャー2号が土星に接近した。大気や環の変化が分る程より拡大した衛星の画像が得られた。接近中にカメラの不良が起こり、計画していたいくつかの画像を撮影できなかった。これは土星の重力が天王星側のボイジャーの軌道にまで影響を及ぼしていたためである。

探査機は環の内部や近辺に多くの衛星を発見した。また、新たに二つの隙間が発見されそれぞれ、マックスウェルの空隙キーラーの空隙と名付けられた。

カッシーニ

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2004年7月1日、カッシーニは土星軌道に乗り長期間探査 (SOI, Saturn Orbit Insertion) を開始した。この探査以前に土星についての研究は大幅に進んでいた。2004年6月、カッシーニは土星に接近し、高解像度の画像を送ってきた。2004年12月25日にタイタンにホイヘンスを投入するまでにタイタンに2度接近した。2005年1月25日、ホイヘンスはタイタンの表面に投下され、大気通過中や着陸後に数多くの画像を送ってきた。2008年にミッションを終了するまでに土星軌道を78回周回する予定である。実は観測機器の電源をオフにしたまま打ち上げていたことが後に判明したが、あらゆる方法を使って回復を試み、データを直接受信することに成功するという失敗からの復帰も成し遂げている。


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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（自然や人工を含め）や存在の期間は解明されていない。

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土星には多くの衛星が発見されており、2007年9月現在、60個の衛星が発見されており、3個が確認中である。そのうち52個に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。


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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。土星の衛星と環に土星の環の一覧がある。

歴史

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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。1612年に土星の向きが変わり地球から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。

パイオニア11号 : 1979年9月11日 ; リングの夜側。ほとんどのリングが黒く見える。また、リングのほとんどの部分が薄く写っており見ることができない。

物理的特徴

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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 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。

カッシーニ : 2004年10月27日 ; リング夜側の細部。B環は最も暗く写っている。

環のスポーク

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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・秋に姿を現すと考えられている。


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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、それだけでは熱生成の全てを説明できないかもしれない。その場合にそ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、土星中心部の液体水素の中をヘリウムの水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。


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土星 土星（どせい、Saturn）は太陽系の太陽に近い方から6番目の惑星である。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。 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流動体の性質のためである。他のガス惑星も扁平ではあるが、土星ほどではない。 ・土星の物理的性質 ・土星の輪 ・土星の衛星 ・北極の六角形構造 ・土星探査

発見 発見方法 目視 軌道要素と性質 太陽からの平均距離 9.5370703 AU 平均公転半径 1,426,725,400 km 近日点距離 (q) 9.021 AU 遠日点距離 (Q) 10.054 AU 離心率 (e) 0.05415060 公転周期 (P) 29年 167日 6.7時間 会合周期 378.1 日 平均軌道速度 9.6724 km/s 軌道傾斜角 (i) 2.48446° 太陽の惑星 衛星の数 60 (63) 物理的性質 赤道面での直径 120,536 km 表面積 4.38 ×1010 km2 質量 5.688 ×1026 kg 平均密度 0.69 g/cm3 表面重力 8.96 m/s2 脱出速度 35.49 km/s 自転周期 10時間 13分 59秒（赤道面） 10時間 39分 25秒（極） アルベド（反射能） 0.47 赤道傾斜角 26.73° 表面温度 93K（雲の最上層） 表面温度 最低 平均 最高 82K 143K n/a 大気の性質 大気圧 140 kPa 水素 >93% ヘリウム >5% メタン 0.2% 水蒸気 0.1% アンモニア 0.01% エタン 0.0005% ホスフィン 0.0001%

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