土星の環
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2006年9月15日、土星食の日にカッシーニによって撮影された土星の環の全景(明るさは誇張されている)。メインリングの外側、G環のすぐ内側の10時の方角に「ペイル・ブルー・ドット」(地球)が見える。構成する粒子の径に応じて彩色した画像

土星(どせいのわ)は、太陽系で最も顕著な惑星の環である。μm単位からm単位の無数の小さな粒子が集団になり[1]、土星の周りを回っている。環の粒子はほぼ全てであり、塵やその他の物質が少量混入している。

環からの反射光によって土星の視等級が増すが、地球から裸眼で土星の環を見ることはできない。ガリレオ・ガリレイが最初に望遠鏡を空に向けた翌年の1610年、彼は人類で初めて土星の環を観測したが、ガリレオはそれが何であるかはっきり認識することはなかった。1655年、クリスティアーン・ホイヘンスは初めて、それが土星の周りのディスクであると記述した[2]ピエール=シモン・ラプラス以降、多くの人が、土星の環は多数の小さな環の集合であると考えているが[2]、実際には、環と環の間に何もない空隙の数は少ない。実際には、密度や明るさに部分的に極大部や極小部のある同心円の環帯であると考える方が正確である。

土星の環には、粒子の密度が急激に落ちる空隙が多数ある。そのうち2つでは、既知の衛星が運行しており、また他の空隙の多くは、土星の衛星と不安定共鳴を起こす場所にある。残りの空隙は、その生成過程が不明である。一方、タイタン環やG環等は、安定共鳴状態によってその安定性が維持されている。

メインリングの外側にはフェーベ環がある。これは、他のリングから27°傾き、フェーベのように逆行している。

最近の研究では、土星の環は土星に衝突する前に氷の殻を引き裂かれた衛星の残骸であるとする説がある[3]


目次

1 歴史

1.1 ガリレオの業績

1.2 環の理論と観測


2 物理的性質

3 形成

4 環の部分構造

4.1 データ

4.1.1 環の主要な構成

4.1.2 C環内の構成

4.1.3 カッシーニの間隙内の構成

4.1.4 A環内の構成



5 D環

6 C環

6.1 コロンボの空隙とタイタン・リングレット

6.2 マクスウェルの空隙とリングレット


7 B環

7.1 スポーク

7.2 衛星


8 カッシーニの間隙

8.1 ホイヘンスの空隙


9 A環

9.1 エンケの間隙

9.2 キーラーの空隙

9.3 衛星


10 ロシュの間隙

11 F環

12 さらに外側の環

12.1 ヤヌス/エピメテウス環

12.2 G環

12.3 メトネ・アーク

12.4 アンテ・アーク

12.5 パレネ環

12.6 E環

12.7 フェーベ環


13 レアの環

14 ギャラリー

15 関連項目

16 出典


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