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| 画像ファイル = Ariel (moon).jpg |
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| 画像サイズ = 300px |
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| 画像説明 =ボイジャー2号が130 |
| 画像説明 = [[ボイジャー2号]]が 130,000 km の位置から撮影したアリエル |
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| 画像背景色 = |
| 画像背景色 = |
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| 仮符号・別名 = '''Uranus I''' |
| 仮符号・別名 = '''Uranus I''' |
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| 星座 = |
| 星座 = |
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| 視等級 = |
| 視等級 = 14.4<ref name="ArlotSicardy2008"/> |
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| 視直径 = |
| 視直径 = |
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| 変光星型 = |
| 変光星型 = |
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| 分類 = |
| 分類 = [[天王星の衛星]] |
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{{天体 発見 |
{{天体 発見 |
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| 色 =衛星 |
| 色 = 衛星 |
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| 発見 |
| 発見日 = [[1851年]]10月24日<ref name="WGPSN"/><ref name="NASA"/> |
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| 発見者 =[[ウィリアム・ラッセル (天文学者)|ウィリアム・ラッセル]] |
| 発見者 = [[ウィリアム・ラッセル (天文学者)|ウィリアム・ラッセル]] |
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| 発見方法 = |
| 発見方法 = |
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}} |
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| 色 =衛星 |
| 色 =衛星 |
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| 元期 = |
| 元期 = |
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| 平均距離 = |
| 平均距離 = |
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| 平均距離対象 = [[天王星]] |
| 平均距離対象 = [[天王星]] |
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| 平均公転半径 = |
| 平均公転半径 = |
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| 平均直径 = |
| 平均直径 = |
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| 軌道長半径 = |
| 軌道長半径 = 190,900 [[キロメートル|km]]<ref name="jplssd"/> |
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| 近日点距離 = |
| 近日点距離 = |
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| 遠日点距離 = |
| 遠日点距離 = |
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| 離心率 =0.0012 |
| 離心率 = 0.0012<ref name="jplssd"/> |
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| 公転周期 =2. |
| 公転周期 = 2.520 日<ref name="jplssd"/> |
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| 会合周期 = |
| 会合周期 = |
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| 軌道周期 = |
| 軌道周期 = |
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| 平均軌道速度 = |
| 平均軌道速度 = |
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| 軌道傾斜角 =0. |
| 軌道傾斜角 = 0.041°<ref name="jplssd"/><br/>(天王星の赤道に対して) |
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| 近日点引数 = |
| 近日点引数 = |
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| 昇交点黄経 = |
| 昇交点黄経 = |
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| 前回近日点通過 = |
| 前回近日点通過 = |
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| 次回近日点通過 = |
| 次回近日点通過 = |
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| 主惑星 =[[天王星]] |
| 主惑星 = [[天王星]] |
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}} |
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{{天体 物理 |
{{天体 物理 |
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| 色 =衛星 |
| 色 = 衛星 |
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| 赤道直径 = |
| 赤道直径 = |
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| 三軸径 = 1162.2×1155.8×1155.4 km<ref name="Thomas1988"/> |
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| 直径 = |
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| 半径 = |
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| 表面積 =4,211,300km<sup>2</sup> |
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| 平均半径 = 578.9 ± 0.6 km<ref name="Thomas1988"/><br/>(地球の0.0908倍) |
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| 体積 =812,600,000 km<sup>3</sup> |
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| 表面積 = 4,211,307.59 km<sup>2</sup><ref name="jplssd2"/> |
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| 体積 = 812,641,988 km<sup>3</sup><ref name="jplssd2"/> |
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| 質量 = (1.353±0.120){{e|21}} kg<ref name="JacobsonCampbell1992"/> |
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| 相対対象（または、相対対象1） = |
| 相対対象（または、相対対象1） = |
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| 相対質量（または、相対質量1） = |
| 相対質量（または、相対質量1） = |
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| 相対対象2 = |
| 相対対象2 = |
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| 相対質量2 = |
| 相対質量2 = |
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| 平均密度 =1. |
| 平均密度 = 1.592 ± 0.15 g/cm<sup>3</sup><ref name="jplssd2"/> |
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| 表面重力 =0. |
| 表面重力 = 0.269 m/s<sup>2</sup> |
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| 脱出速度 =0. |
| 脱出速度 = 0.559 km/s<sup>2</sup> |
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| 自転周期 =同期回転 |
| 自転周期 = 同期回転 |
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| スペクトル分類 = |
| スペクトル分類 = |
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| 絶対等級 = |
| 絶対等級 = |
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| 光度 = |
| 光度 = |
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| 光度係数 = |
| 光度係数 = |
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| アルベド = 0.53 ([[幾何アルベド]])<br/>0.23<ref name="Karkoschka2001_Hubble"/> ([[ボンドアルベド]]) |
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| アルベド =0.39 |
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| 赤道傾斜角 = |
| 赤道傾斜角 = |
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| 表面温度 = |
| 表面温度 = |
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| 最小表面温度 = |
| 最小表面温度 = |
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| 平均表面温度 = |
| 平均表面温度 = ~60 K |
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| 最大表面温度 = |
| 最大表面温度 = 84 ± 1 K |
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| 可視光明度 = |
| 可視光明度 = |
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| 全波長明度 = |
| 全波長明度 = |
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| 色 = 衛星 |
| 色 = 衛星 |
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'''アリエル''' (Uranus I Ariel) は、[[天王星]]の第1[[衛星]]で、天王星の5大衛星の1つである。5大衛星の中では4番目に大きい。[[1851年]]に[[ウィリアム・ラッセル (天文学者)|ウィリアム・ラッセル]]によって発見された。 |
'''アリエル''' (Uranus I Ariel) は、[[天王星]]の第1[[衛星]]で、天王星の5大衛星の1つである。5大衛星の中では4番目に大きい。[[1851年]]に[[ウィリアム・ラッセル (天文学者)|ウィリアム・ラッセル]]によって発見された。 |
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== 名 |
== 発見と命名 == |
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アリエルは[[1851年]]10月24日に[[ウィリアム・ラッセル (天文学者)|ウィリアム・ラッセル]]によって発見された。この時は同時に[[ウンブリエル]]も発見されている。なお、[[1787年]]に天王星の衛星で最も大きい[[チタニア (衛星)|チタニア]]と[[オベロン (衛星)|オベロン]]を発見した[[ウィリアム・ハーシェル]]はさらに4つの衛星を発見したと主張したが<ref name="Herschel1798"/>、これらはその後確認されず、ハーシェルによる発見は誤りであったと考えられている<ref name="Struve1848" /><ref name="Holden1874" /><ref name="Lassell1874" />。 |
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天王星の全ての衛星は、[[ウィリアム・シェイクスピア]]もしくは[[アレクサンダー・ポープ]]の作品にちなんで名付けられている。第1衛星から第4衛星まではウィリアム・ラッセルの依頼を受けた[[ジョン・ハーシェル]]により命名されており、アリエルは第2衛星の[[ウンブリエル]]とともにポープの戯曲『[[髪盗人]]』に登場する精霊の名前にちなんで名付けられた{{R|WGPSN}}。（「アリエル」の名はシェイクスピアの戯曲『[[テンペスト (シェイクスピア)|テンペスト]]』にも登場する）。 |
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天王星の全ての衛星は、[[ウィリアム・シェイクスピア]]の作品、もしくは[[アレクサンダー・ポープ]]の『[[髪盗人]]』にちなんで名付けられている。第1衛星から第4衛星まではウィリアム・ラッセルの依頼を受けた[[ジョン・ハーシェル]]により命名されており、アリエルは第2衛星の[[ウンブリエル]]とともにポープの戯曲『髪盗人』に登場する精霊の名前にちなんで名付けられた{{R|WGPSN}}。（「アリエル」の名はシェイクスピアの戯曲『[[テンペスト (シェイクスピア)|テンペスト]]』にも登場する）。 |
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== 物理的性質 == |
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[[ファイル:Ariel HiRes.jpg|thumb|left|アリエルの地表。クレーターと谷が見える。]] |
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その他、'''Uranus I''' とも呼ばれる<ref name="WGPSN"/><ref name="Lassell_letter1851"/>。 |
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大まかな組成は50%は[[氷]]、30％は[[ケイ酸塩#ケイ酸塩岩石|珪酸塩鉱物]]、20％は固体[[メタン]]から成っている。天王星の衛星としては最も高い[[アルベド]]を持つ。 |
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== 軌道 == |
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アリエルの表面は比較的新しく、クレーターと、深さが10km以上で 長さが何百kmにも及ぶつながり合った谷が見られ、途中に見えるいくつかの尾根は氷が噴き出したものだと考えられている。この地形は[[チタニア (衛星)|チタニア]]に似ているが、ずっと大きくより広い範囲に広がっている。半分くらい埋まったように見えるクレーターもあり、地表を平らにしようとする何らかの活動があったとされている。 |
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天王星の5大衛星のなかで、アリエルは天王星に2番目に近い軌道を公転している。[[軌道離心率]]は小さく、また天王星の赤道面に対する[[軌道傾斜角]]も非常に小さい。軌道周期はおよそ2.5日で、自転周期と同期している。そのため、[[地球]]の[[月]]と同様に常に同じ面を天王星に向けながら公転している。これは潮汐固定と呼ばれる状態である<ref name="Smith1986"/>。 |
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アリエルの軌道は天王星の[[磁気圏]]の完全に内部にある。アリエルのように大気を持たずに磁気圏内を公転する衛星では、公転の進行方向と逆向きの後行半球の表面は、惑星の自転と共回転する磁気圏の[[プラズマ]]粒子の衝突にさらされることになる<ref name="Ness1986"/>。これは[[オベロン (衛星)|オベロン]]を除く全ての天王星の衛星の後行半球で見られるような、暗い表面の原因になっていると考えられる<ref name="Grundy2006"/>。またアリエルは磁気圏の荷電粒子を捕獲しており、これは1986年にボイジャー2号がアリエル近傍を通過した際に、検出されるエネルギー粒子の明確な減少という形で検出されている<ref name="Krimigis1986"/>。 |
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アリエルはかつてはチタニアと4:1の軌道共鳴の関係にあり、離心率が今より大きかったと考えられている。そのため、この時期に天王星からの強い潮汐力を受けて地殻変動が活発になり、上記の地形が形成された可能性がある{{R|pg}}。 |
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天王星と同様に横倒しの軌道で公転しているため、[[夏至]]の際には北半球が直接[[太陽]]の方向を向くことになり、逆に南半球は太陽とは反対方向を向くことになる。そのためアリエルは極端な季節変化を経験する。地球の場合は、極域が夏至や[[冬至]]の前後に[[白夜]]か[[極夜]]を経験するが、その極端な状態と言える。このためアリエルの両極は、天王星における半年 (42年) の間ずっと昼か夜が続く<ref name="Grundy2006"/>。ボイジャー2号が1986年にフライバイした際は南半球が夏至を迎えている最中であり、北半球は全体が夜であった。42年ごとに天王星が[[分点]]にさしかかり、赤道面が地球と交差する時に、天王星の衛星同士の[[掩蔽]]が観測可能になる。このような現象は2007年から2008年にかけて発生し、[[2007年]]8月19日には[[ウンブリエル]]によるアリエルの掩蔽が発生した<ref name="occultations"/>。 |
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このように表面が更新された証拠を見せていることは、多くの科学者にとって予想しないことであった。 |
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{{Clearleft}} |
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現在のアリエルは他の天王星の衛星といかなる[[軌道共鳴]]も起こしていない。しかし過去には、[[ミランダ (衛星)|ミランダ]]と 5:3 の共鳴を起こしており<ref name="pg"/>、これは過去の内部加熱に部分的に寄与していたと考えられている<ref name="TittemoreWisdom1990"/>。また[[チタニア (衛星)|チタニア]]とは 4:1 の共鳴を起こしていたが、後に共鳴を脱出したと考えられる<ref name="Tittemore1990"/>。天王星の[[扁平率]]が小さいため、[[木星]]や[[土星]]の衛星と比べると、天王星の衛星が[[軌道共鳴|平均運動共鳴]]から脱出するのは比較的容易である<ref name="Tittemore1990"/>。38億年ほど前に起こったと思われるこの軌道共鳴は、アリエルの[[軌道離心率]]を上昇させ、天王星の[[潮汐力]]による衛星内部での潮汐摩擦を引き起こした。この潮汐摩擦により、衛星内部の温度は 20 K 程度加熱されたと予想される<ref name="Tittemore1990"/>。 |
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== 脚注 == |
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== 組成と内部構造 == |
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[[File:Ariel Earth Moon Comparison.png|thumb|left|250px|[[地球]]、[[月]]とアリエルの比較。]] |
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アリエルは天王星の衛星の中で4番目に大きく、質量では3番目になる。密度は 1.66 g/cm<sup>3</sup> であり<ref name="JacobsonCampbell1992"/>、水氷と高密度の氷でない成分がおおむね同じ割合で含まれる組成であることが示唆される<ref name="Hussmann2006"/>。氷でない成分は岩石と炭素質の物質からなると考えられ、後者は[[ソリン (物質)|ソリン]]のような重い有機化合物を含んでいる<ref name="Smith1986"/>。水の氷が存在することは[[赤外線]]の分光観測から明らかになっており、観測では表面に結晶質の氷が存在することが判明している。この氷は空隙が多いため、太陽放射による熱を下の層にあまり透過させない<ref name="NASA"/><ref name="Grundy2006"/>。氷による吸収の特徴は、後行半球よりも公転の先行半球で強い<ref name="Grundy2006"/>。この非対称性の原因は明らかになっていないが、天王星の磁気圏からの荷電粒子の衝突と関係していると考えられる。磁気圏内の荷電粒子は天王星の自転とほぼ同じ角速度で動いているためアリエルの軌道ではアリエルの公転速度よりも速く、そのため後行半球に後方から追突する形で衝突する。エネルギー粒子は水の氷のスパッタリングを起こす傾向があり、[[包接水和物|クラスレートハイドレート]]の形で氷の中にとらわれている[[メタン]]を分解して有機物を暗くし、炭素が豊富な暗い残余物が生成される<ref name="Grundy2006"/>。 |
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水以外にアリエルの表面に[[赤外線]]分光観測で発見されている化合物は[[二酸化炭素]]のみであり、主に後行半球に濃集している。アリエルは他のどの天王星の衛星よりも強い二酸化炭素の特徴が[[スペクトル]]中に見られており、また二酸化炭素が検出された初めての天王星の衛星でもある<ref name="Grundy2006"/>。この二酸化炭素の起源は明らかになっていない。天王星の磁気圏からやってくる高エネルギーの荷電粒子や太陽からの[[紫外線]]の影響で、炭素化合物や[[有機物]]から局所的に生成されている可能性がある。この仮説は二酸化炭素の濃集の非対称性を説明することができる。これは、後行半球では先行半球よりも磁気圏からの粒子の影響が強いからである。その他の可能性としては、アリエル内部の氷に昔から捕獲されている二酸化炭素の脱ガスによるという仮説も存在する。この場合、内部からの二酸化炭素の流出は過去の地質学的な活動と関連している可能性がある<ref name="Grundy2006"/>。 |
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アリエルのサイズ、岩石と氷の組成の割合、水の融点を下げる[[アンモニア]]や塩化物が存在する可能性を考慮すると、アリエルの内部は中心部の岩石の核と、それを取り囲む氷のマントルに分化している可能性がある<ref name="Hussmann2006"/>。これが正しかった場合、核の半径は 372 km と推定される。これはアリエルの半径の 64% に相当し、核の質量は衛星全体の質量の 56% と推定される。中心核での圧力は 0.3 [[パスカル (単位)|GPa]] になる。氷マントルの現在の状態は不明であり、内部海の存在については肯定的な意見<ref name="Hussmann2006"/>と否定的な意見<ref name='Sci Am 2017'/>の両方が存在する。 |
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== 表面の特徴 == |
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[[File:Ariel HiRes.jpg|thumb|ボイジャー2号によるアリエルの最も高解像度のカラー画像。底が滑らかな平面で覆われた峡谷が右下に見える。左下の明るいクレーターは Laica である。]] |
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=== アルベドと色 === |
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アリエルは天王星の衛星の中で最も高い[[アルベド]]を持つ<ref name="Karkoschka2001_Hubble"/>。表面は[[衝効果]]を示す。位相角が 0° の位置から見た場合の反射率は 53% だが ([[幾何アルベド]])、位相角が 1° では 35% にまで減少する。また[[ボンドアルベド]]は 0.23 であり、天王星の衛星の中では最も高い<ref name="Karkoschka2001_Hubble"/>。 |
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アリエルの表面の色は、全体的には中間的である<ref name="Bell1991"/>。先行半球と後行半球で非対称性があり、後行半球は先行半球よりも 2% ほど赤い色を示す<ref name="Buratti1991"/>。アリエルの表面は一般に、アルベドと地形、色の間に相関関係を示さない。例えば、峡谷の部分は[[クレーター]]の多い平原と同じ色を示す。しかしいくつかの新しいクレーターの周囲に堆積した明るい物質は、わずかに青っぽい色を示す<ref name="Bell1991"/><ref name="Buratti1991"/>。その他にはいくつかのわずかに青い斑点が見られるものの、他のいかなる表面の特徴とも対応していない<ref name="Buratti1991"/>。 |
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=== 主な地形 === |
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{{see also|アリエルの地形一覧}} |
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[[File:Ariel's transecting valleys.jpg|thumb|left|アリエルの[[明暗境界線]]の画像。]] |
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観測されているアリエルの表面は、3つの領域に分割できる。クレーターの多い地域、山脈、そして平原である<ref name="Plescia1987"/>。表面に見られる主要な特徴としては、[[クレーター]]、[[峡谷]]、[[断層崖]]、[[トラフ (地形)|トラフ]]が挙げられる。 |
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クレーターの多い地域はアリエルの南極を中心にして広がっており、アリエル表面で最も古く、地理的に最も大きな領域である<ref name="Plescia1987"/>。網目状の崖や峡谷、細い山脈が走っており、これらの特徴は南半球の中緯度領域によく見られる。[[カズマ地形]]として知られる峡谷は<ref name="Schenk1991"/>、おそらくは引張応力によって形成された溝状の地形であり、衛星内部での液体の水 (あるいは液体の[[アンモニア]]) が凍結する際の全球的な引張応力の結果だと考えられる<ref name="Smith1986"/><ref name="Plescia1987"/>。幅は 15〜50 km であり、東や北東方向に走っているものが多い<ref name="Plescia1987"/>。多くの峡谷の底部は凸状であり、1-2 km ほど盛り上がっている<ref name="Schenk1991"/>。最も長い峡谷は[[カチナ谷]]であり、長さは 620 km 以上にも及ぶ。この地形は、太陽光が当たっておらずボイジャー2号が観測できなかった側の半球まで続いているため、正確な長さは不明である<ref name="Stryk2008"/>。 |
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次に多い地形は山脈であり、山脈の帯とトラフが数百キロメートルの長さにわたって続いている。山脈はクレーターの多い領域を区切り、多角形の形状に切り取っている。山脈の帯はそれぞれが 25〜70 km の幅を持ち、個々の山脈とトラフは最大で 200 km 程度の長さで、それぞれ 10〜35 km ほど離れて存在している。山脈の帯はしばしば連続した峡谷を形成しており、これは異なる形態の地溝であるか、あるいは脆性破壊のような同じ引張応力に対して地殻が異なる応答をした結果出来た地形であることを示唆している<ref name="Plescia1987"/>。 |
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[[File:Ariel USGS.png|thumb|アリエルの疑似カラー画像。中央左下に見える円形ではないクレーターは Yangoor である。クレーターの一部分は、引張応力による山脈の形成によって隠されてしまっている。]] |
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アリエルの表面で最も若い領域が平原である。比較的高度が低く滑らかな領域であり、クレーターの存在密度に違いが見られることから、長い時間をかけて形成されたはずである<ref name="Plescia1987"/>。平原は、峡谷の底部と、クレーターの多い地域の中心にある不規則な低地に見られる<ref name="Smith1986"/>。後者はクレーターの多い地域とは明瞭な境界で区切られており、葉状のパターンを持つ場合もある。平原を形成した原因としてもっともらしいのは火山活動である。地形の特徴は地球における[[楯状火山]]と類似しており、明瞭な境界で区切られていることから、噴出した液体は非常に粘性が高く、おそらくは[[過冷却]]状態の水とアンモニアの溶液であったと考えられる<ref name="Schenk1991"/>。また、固体の氷の火山活動の可能性もある。この仮説上の「氷の溶岩」の厚みは 1〜3 km 程度と推定されている<ref name="Schenk1991"/>。従って、内部由来の活動によってアリエルの表面の更新が行われている時期には峡谷が形成されている必要がある<ref name="Plescia1987"/>。平原のいくつかの領域は1億年よりも若いと考えられており、アリエルはサイズが比較的小さく現在は潮汐加熱も発生していないにもかかわらず、現在でもまだ地質学的に活発である可能性が示唆されている<ref name="Desch2007"/>。 |
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=== クレーター === |
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アリエルの表面は、他の天王星の衛星と比べると一様にクレーターが存在するように見える<ref name="Smith1986"/>。大きなクレーターが比較的少ないため、表面は[[太陽系]]形成初期の状態を保っておらず、進化のどこかの段階で完全に表面が更新されたことを意味している<ref name="Plescia1987"/>。アリエルの過去の活発な地質学的活動は、現在よりも[[軌道離心率]]が大きな軌道であった頃の潮汐加熱によって引き起こされていたと信じられている<ref name="Tittemore1990"/>。アリエルに見られる最も大きいクレーター Yangoor は直径が 78 km しかなく、形成後に変形を受けた形跡が見られる。アリエルに見られる大きなクレーターは全て平坦な底部を持ち、中心には中央丘が見られる。また、いくつかのクレーターは明るい放出物に囲まれている。多くのクレーターは多角形状になっており、形状は元々存在した結晶構造によって影響を受けていることを示している。 |
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クレーターが多く見られる平原では、衝突クレーターが風化した結果出来たと思われる、直径 100 km 程度の大きな明るいパッチ状の領域が見られる。これが正しかった場合、この領域は木星の衛星[[ガニメデ (衛星)|ガニメデ]]に見られる{{仮リンク|パリンプセスト (天文)|en|Palimpsest (planetary astronomy)}}と類似したものであると考えられる<ref name="Plescia1987"/>。また、南緯10度・東経30度の位置に見られる直径 245 km の円形の低地は、激しく風化した大きな衝突クレーターの可能性がある<ref name="Moore2004"/>。 |
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== 起源と進化 == |
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=== 形成過程 === |
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アリエルは天王星周りの[[降着円盤]] (周惑星円盤) の中で形成されたと考えられている。これはガスとダストからなる円盤であり、天王星形成後の一定期間の間存在したものか、あるいは天王星の[[赤道傾斜角]]を大きく傾ける原因となった巨大衝突によって形成されたものである<ref name="Mousis2004"/>。この円盤の詳しい組成は不明だが、天王星の衛星が[[土星の衛星]]と比べて高密度であることから、比較的水が少ない組成であった可能性がある<ref name="Smith1986"/>。[[炭素]]と[[窒素]]の大部分は、[[メタン]]や[[アンモニア]]ではなく[[一酸化炭素]]と窒素分子の形で存在したと考えられる<ref name="Mousis2004"/>。このような円盤の中で衛星が形成されると、氷は比較的少なく、また氷の中にはクラスレートの形で一酸化炭素と窒素が取り込まれ、また比較的多くの岩石が材料となるため、高い密度を説明することができる<ref name="Smith1986"/>。 |
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=== 進化 === |
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降着過程は衛星が完全に形成されるまで数千年の間継続したと考えられる<ref name="Mousis2004"/>。理論モデルによると、降着に伴う衝突はアリエルの外層を加熱し、深さ 31 km にわたって最大で 195 K にまで温度が上昇したことが示唆されている<ref name="Squyres1988"/>。形成が終了した後、表面付近の層は冷却するが、アリエルの内部は岩石に含まれる[[放射性元素]]の崩壊によって加熱される<ref name="Smith1986"/>。冷えていく表面近くの層は収縮し、暖められている内部は拡大する。これにより 30 MPa にも及ぶ強い引張応力が衛星の地殻にかかり、地殻が破壊されたと考えられる。現在見られる崖や峡谷はこの過程で形成されたと考えられ<ref name="Plescia1987"/>、この過程はおよそ 2 億年にわたって継続した<ref name="Hillier1991"/>。 |
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もし[[不凍液]]の役割を果たすアンモニア[[水和物]]や塩化物が存在した場合、初期の降着加熱と放射性元素の崩壊、さらには潮汐加熱によって、アリエル内部の氷は溶けていたと考えられる<ref name="Squyres1988"/>。内部が溶融した場合は氷と岩石が分離し、氷マントルに覆われた岩石の核という分化した構造に進化する<ref name="Hussmann2006"/>。アンモニアを大量に溶かした液体の水の層 (内部海) は、コアマントル境界を形成したかもしれない。この混合物の[[共晶]]温度は 176 K である<ref name="Hussmann2006"/>。しかしこの内部海は、はるか昔に凍結してしまったと考えられる。水の凍結によって内部は膨張し、峡谷が形成され古い表面が更新された<ref name="Plescia1987"/>。内部海にあった液体は表面に噴出することもあったと考えられ、[[氷の火山|氷火山]]として活動した<ref name="Squyres1988"/>。 |
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アリエルと大きさ・密度．表面温度が似ている土星の衛星[[ディオネ (衛星)|ディオネ]]の熱モデルでは、内部で数十億年にわたって固体状態の対流が継続していたことが示唆されている。また温度がアンモニア水の融点である 173 K を超えていた時期は、表面付近では形成後の数億年間、核の近くでは10億年程度継続したと考えられる<ref name="Plescia1987"/>。 |
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== 観測と探査 == |
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{{see also|天王星探査}} |
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[[File:Arieluranus.jpg|thumb|[[ハッブル宇宙望遠鏡]]が撮影した、アリエルが天王星を[[通過 (天文)|通過]]する様子。]] |
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アリエルの[[等級 (天文)|等級]]は 14.8 であり<ref name="ArlotSicardy2008"/>、これは[[近点・遠点|近日点]]付近にいるときの[[冥王星]]の明るさに近い。しかし冥王星は 30 cm 口径の望遠鏡を用いて観測できるのに対し<ref name="Singapore Science Centre, Pluto"/>、アリエルはより明るい天王星の近くに存在するため、40 cm 口径の望遠鏡を用いてもしばしば観測することが出来ない<ref name="SinnottAshford"/>。 |
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アリエルの接近観測画像は、[[ボイジャー2号]]によるものだけであり、1986年1月に天王星をフライバイする最中に撮影された。最も接近した時の距離は 127,000 km であり、[[ミランダ (衛星)|ミランダ]]への接近時に次ぐ距離での観測が行われた<ref name="Stone1987"/>。最も高解像度の写真では、分解能はおよそ 2 km であった<ref name="Plescia1987"/>。ボイジャー2号の観測では表面のおよそ 40% が撮影されたが、クレーター個数を数えたり、[[地質図]]を作成するのに必要な精度で観測できたのは全体の 35% にとどまった。フライバイの時期は他の天王星の衛星と同様にアリエルの南半球が太陽の方向を向いており、北半球には太陽光が当たっておらず観測することが出来なかった<ref name="Smith1986"/>。 |
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ボイジャー2号の後は天王星を探査した探査機は存在しない。土星探査機[[カッシーニ (探査機)|カッシーニ]]のミッションでは、拡張ミッションを検討する段階で天王星に送り込むことの可否が議論された<ref name="spiker"/>。この計画では、カッシーニが土星を離脱した後におよそ20年かけて天王星系に到達するものとされた。しかしカッシーニは土星系に留まり、最終的に土星の大気に突入させることとなったためこのアイデアは廃案となった<ref name="spiker"/>。 |
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=== 天王星面の通過 === |
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[[2006年]]7月26日に、アリエルが天王星を[[通過 (天文)|通過]]する様子が[[ハッブル宇宙望遠鏡]]で観測された。この観測では、天王星の雲頂にアリエルが影を落としている様子が見られた。このようなイベントは希少であり、天王星が[[分点]]にいる前後にしか発生しない<ref name="transit"/>。[[2008年]]にも再び通過があり、こちらは[[ヨーロッパ南天天文台]]で観測された<ref name="European Southern Observatory 2008"/>。 |
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== 出典 == |
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| 106行目: | 163行目: | ||
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<ref name="NASA">{{cite web | url = https://solarsystem.nasa.gov/moons/uranus-moons/ariel/in-depth/ | title = In Depth | Ariel – Solar System Exploration: NASA Science | author = | authorlink = | coauthors = | date = 2017-12-05 | format = | work = | publisher = [[アメリカ航空宇宙局]] | pages = | language = | archiveurl = | archivedate = | quote = | accessdate = 2018-12-25}}</ref> |
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<ref name="jplssd2">{{Cite web |author=Jet Propulsion Laboratory |date=2015-02-19 |url=https://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_phys_par |title=Planetary Satellite Physical Parameters |website=Jet Propulsion Laboratory Solar System Dynamics |publisher=[[ジェット推進研究所]] |accessdate=2018-12-25}}</ref> |
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{{cite journal| doi = 10.1086/116211| last1 = Jacobson| first1 = R. A.| last2 = Campbell| first2 = J. K.| last3 = Taylor| first3 = A. H.| last4 = Synnott| first4 = S. P.| date= 1992-06 | title = The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and earth-based Uranian satellite data| journal = The Astronomical Journal| volume = 103| issue = 6| pages = 2068–2078| bibcode = 1992AJ....103.2068J}} |
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{{Cite journal| last1 = Arlot | first1 = J.| last2 = Sicardy | first2 = B.| title = Predictions and observations of events and configurations occurring during the Uranian equinox| journal = Planetary and Space Science| volume = 56| issue = 14| pages = 1778–1784| date = 2008| doi = 10.1016/j.pss.2008.02.034| url=http://www.lesia.obspm.fr/perso/bruno-sicardy/biblio/biblio/Arlot_sicardy_pheura_PSS08.pdf| format=pdf| bibcode=2008P&SS...56.1778A}} |
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{{cite journal| doi = 10.1098/rstl.1798.0005| last = Herschel| first = William, Sr.| authorlink = | date = 1798-01-01| title = On the Discovery of Four Additional Satellites of the Georgium Sidus. The Retrograde Motion of Its Old Satellites Announced; And the Cause of Their Disappearance at Certain Distances from the Planet Explained| journal = Philosophical Transactions of the Royal Society of London| volume = 88| pages = 47–79| bibcode = 1798RSPT...88...47H| ref = harv}} |
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| last = Lassell |
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| first = W. |
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| bibcode = 1874MNRAS..35...22L |
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{{cite journal| doi = 10.1086/100198| last = Lassell| first = William| authorlink = | date=December 1851 | title = Letter from William Lassell, Esq., to the Editor| journal = Astronomical Journal| volume = 2| issue = 33| page = 70| bibcode = 1851AJ......2...70L}} |
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<ref name="Smith1986"> |
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{{cite journal| doi = 10.1126/science.233.4759.43| last1 = Smith| first1 = B. A.| last2 = Soderblom| first2 = L. A.| last3 = Beebe| first3 = A.| last4 = Bliss| first4 = D.| last5 = Boyce| first5 = J. M.| last6 = Brahic| first6 = A.| last7 = Briggs| first7 = G. A.| last8 = Brown| first8 = R. H.| last9 = Collins| first9 = S. A.| date = 1986-07-04| title = Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results| journal = Science| volume = 233| issue = 4759| pages = 43–64| pmid = 17812889| bibcode = 1986Sci...233...43S}} |
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<ref name="Ness1986"> |
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{{cite journal| doi = 10.1126/science.233.4759.85| last1 = Ness| first1 = Norman F.| last2 = Acuña| first2 = Mario H.| last3 = Behannon| first3 = Kenneth W.| last4 = Burlaga| first4 = Leonard F.| last5 = Connerney| first5 = John E. P.| last6 = Lepping| first6 = Ronald P.| last7 = Neubauer| first7 = Fritz M.| date= 1986-07 | title = Magnetic Fields at Uranus| journal = Science| volume = 233| issue = 4759| pages = 85–89| pmid = 17812894| bibcode = 1986Sci...233...85N}} |
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{{cite journal| doi = 10.1016/j.icarus.2006.04.016| last1 = Grundy| first1 = W. M.| last2 = Young| first2 = L. A.| last3 = Spencer| first3 = J. R.| last4 = Johnson| first4 = R. E.| last5 = Young| first5 = E. F.| last6 = Buie| first6 = M. W.| date= 2006-10 | title = Distributions of H<sub>2</sub>O and CO<sub>2</sub> ices on Ariel, Umbriel, Titania, and Oberon from IRTF/SpeX observations| journal = Icarus| volume = 184| issue = 2| pages = 543–555| arxiv = 0704.1525| bibcode = 2006Icar..184..543G}} |
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{{cite journal| doi = 10.1126/science.233.4759.97| last1 = Krimigis| first1 = S. M.| last2 = Armstrong| first2 = T. P.| last3 = Axford| first3 = W. I.| last4 = Cheng| first4 = A. F.| last5 = Gloeckler| first5 = G.| last6 = Hamilton| first6 = D. C.| last7 = Keath| first7 = E. P.| last8 = Lanzerotti| first8 = L. J.| last9 = Mauk| first9 = B. H.| date = 1986-07-04| title = The Magnetosphere of Uranus: Hot Plasma and Radiation Environment| journal = Science| volume = 233| issue = 4759| pages = 97–102| pmid = 17812897| bibcode = 1986Sci...233...97K}} |
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<ref name="occultations"> |
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{{cite journal| doi = 10.1016/j.icarus.2008.12.010| last1 = Miller| first1 = C.| last2 = Chanover| first2 = N. J.| date= 2009-03 | title = Resolving dynamic parameters of the August 2007 Titania and Ariel occultations by Umbriel| journal = Icarus| volume = 200| issue = 1| pages = 343–346| bibcode = 2009Icar..200..343M}} |
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<ref name="TittemoreWisdom1990"> |
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{{cite journal| doi = 10.1016/0019-1035(90)90125-S| last1 = Tittemore| first1 = William C.| last2 = Wisdom| first2 = Jack| date= 1990-06 | title = Tidal evolution of the Uranian satellites: III. Evolution through the Miranda-Umbriel 3:1, Miranda-Ariel 5:3, and Ariel-Umbriel 2:1 mean-motion commensurabilities| journal = Icarus| volume = 85| issue = 2| pages = 394–443| bibcode = 1990Icar...85..394T| hdl = 1721.1/57632}} |
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<ref name="Tittemore1990"> |
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{{cite journal| doi = 10.1016/0019-1035(90)90024-4| last = Tittemore | first = W. C.| date= 1990-09 | title = Tidal heating of Ariel| journal = Icarus| volume = 87| issue = 1| pages = 110–139| bibcode = 1990Icar...87..110T}} |
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<ref name="Hussmann2006"> |
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{{cite journal| doi = 10.1016/j.icarus.2006.06.005| last1 = Hussmann| first1 = Hauke| last2 = Sohl| first2 = Frank| last3 = Spohn| first3 = Tilman| date = 2006-11| title = Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects| journal = Icarus| volume = 185| issue = 1| pages = 258–273| url = https://www.researchgate.net/profile/Tilman_Spohn/publication/225019299_Subsurface_Oceans_and_Deep_Interiors_of_Medium-Sized_Outer_Planet_Satellites_and_Large_Trans-Neptunian_Objects/links/55018a3a0cf24cee39f7b952.pdf| bibcode = 2006Icar..185..258H}} |
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<ref name='Sci Am 2017'>[https://www.scientificamerican.com/article/overlooked-ocean-worlds-fill-the-outer-solar-system/ Overlooked Ocean Worlds Fill the Outer Solar System]. John Wenz, ''Scientific American''. 2017-10-04.</ref> |
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<ref name="Bell1991"> |
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{{cite conference |
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| last1 = Bell |
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| first1 = J. F., III |
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| last2 = McCord |
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| first2 = T. B. |
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| date = 1991 |
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| title = A search for spectral units on the Uranian satellites using color ratio images |
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| conference = Lunar and Planetary Science Conference, 21st, Mar. 12–16, 1990 |
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| publisher = Lunar and Planetary Sciences Institute |
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| location = Houston, TX, United States |
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| type = Conference Proceedings |
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| pages = 473–489 |
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| bibcode = 1991LPSC...21..473B |
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}} |
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<ref name="Buratti1991"> |
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{{cite journal| doi = 10.1016/0019-1035(91)90064-Z| last1 = Buratti| first1 = Bonnie J.| last2 = Mosher| first2 = Joel A.| date= 1991-03 | title = Comparative global albedo and color maps of the Uranian satellites| journal = Icarus| volume = 90| issue = 1| pages = 1–13 | bibcode = 1991Icar...90....1B}} |
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<ref name="Plescia1987"> |
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{{cite journal| doi = 10.1038/327201a0| last = Plescia| first = J. B.| date = 1987-05-21| title = Geological terrains and crater frequencies on Ariel| journal = Nature | volume = 327| issue = 6119| pages = 201–204| bibcode = 1987Natur.327..201P}} |
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<ref name="Schenk1991"> |
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{{Cite journal | pages = 1887 | date = 1991|ref=Schenk1991|bibcode=1991JGR....96.1887S | volume = 96 | journal = Journal of Geophysical Research | doi = 10.1029/90JB01604 | title = Fluid Volcanism on Miranda and Ariel: Flow Morphology and Composition| last1 = Schenk | first1 = P. M.}} |
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<ref name="Stryk2008"> |
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| last = Stryk |
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| first = Ted |
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| editor-last = Lakdawalla |
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| editor-first = Emily |
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| date = 2008-03-13 |
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| title = Revealing the night sides of Uranus' moons |
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| work = The Planetary Society Blog |
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| accessdate = 2012-02-25 |
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<ref name="Desch2007">{{cite journal |last1=Desch |first1=S. J. |last2=Cook |first2=J. C. |last3=Hawley |first3=W. |last4=Doggett |first4=T. C. |title=Cryovolcanism on Charon and other Kuiper belt objects|journal=Lunar and Planetary Science |date=2007 |volume=38 |issue=1338 |pages=1901 |url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2007/pdf/1901.pdf |bibcode=2007LPI....38.1901D}}</ref> |
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<ref name="Moore2004"> |
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{{cite journal| doi = 10.1016/j.icarus.2004.05.009| last1 = Moore| first1 = Jeffrey M.| last2 = Schenk| first2 = Paul M.| last3 = Bruesch| first3 = Lindsey S.| last4 = Asphaug| first4 = Erik| last5 = McKinnon| first5 = William B.| date= 2004-10 | title = Large impact features on middle-sized icy satellites| journal = Icarus| volume = 171| issue = 2| pages = 421–443| url = http://planets.oma.be/ISY/pdf/article_Icy.pdf| format = PDF| bibcode = 2004Icar..171..421M}} |
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<ref name="Mousis2004"> |
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{{cite journal |date=2004 |doi=10.1051/0004-6361:20031515 |bibcode=2004A&A...413..373M |pages=373–380 |volume=413 | first=O. |title=Modeling the thermodynamical conditions in the Uranian subnebula – Implications for regular satellite composition |journal=Astronomy & Astrophysics |last=Mousis}} |
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<ref name="Squyres1988"> |
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{{cite journal| doi = 10.1029/JB093iB08p08779| last1 = Squyres| first1 = S. W.| last2 = Reynolds| first2 = Ray T.| last3 = Summers| first3 = Audrey L.| last4 = Shung| first4 = Felix| date = 1988| title = Accretional Heating of the Satellites of Saturn and Uranus| journal = Journal of Geophysical Research| volume = 93| issue = B8| pages = 8779–8794| bibcode = 1988JGR....93.8779S}} |
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<ref name="Hillier1991"> |
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{{cite journal| doi = 10.1029/91JE01401| last1 = Hillier| first1 = John| last2 = Squyres| first2 = Steven W.| date= 1991-08 | title = Thermal stress tectonics on the satellites of Saturn and Uranus| journal = Journal of Geophysical Research| volume = 96| issue = E1| pages = 15,665–15,674| bibcode = 1991JGR....9615665H}} |
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<ref name="Singapore Science Centre, Pluto"> |
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{{cite web |
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| title = This month Pluto's apparent magnitude is m=14.1. Could we see it with an 11" reflector of focal length 3400 mm? |
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| publisher = Singapore Science Centre |
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| url = http://www.science.edu.sg/ssc/detailed.jsp?artid=1950&type=6&root=6&parent=6&cat=66 |
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| accessdate = 2007-03-25 |
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| archivedate = 2005-11-11 |
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}} |
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<ref name="SinnottAshford"> |
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{{cite web |
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| title = The Elusive Moons of Uranus |
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| publisher = Sky & Telescope |
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| author = Sinnott, Roger W. |
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| author2 = Ashford, Adrian |
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| url = http://www.skyandtelescope.com/observing/objects/javascript/3310476.html |
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| accessdate = 2011-01-04 |
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}} |
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</ref> |
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<ref name="Stone1987"> |
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{{cite journal| doi = 10.1029/JA092iA13p14873| last = Stone| first = E. C.| date = 1987-12-30| title = The Voyager 2 Encounter with Uranus| journal = Journal of Geophysical Research | volume = 92| issue = A13| pages = 14,873–14,876| bibcode = 1987JGR....9214873S}} |
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<ref name="spiker"> |
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{{cite web |
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| author = Bob Pappalardo |
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| author2 = Linda Spiker |
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| title = Cassini Proposed Extended-Extended Mission (XXM) |
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| date = 2009-03-09 |
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| url = http://www.lpi.usra.edu/opag/march09/presentations/pappalardo.pdf |
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| format = PDF |
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| accessdate = 2011-08-20 |
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<ref name="transit"> |
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{{cite web |
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| title = Uranus and Ariel |
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| date = 2006-07-26 |
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| publisher = Hubblesite (News Release 72 of 674) |
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| url = http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2006/42/image/a |
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| accessdate = 2006-12-14 |
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<ref name="European Southern Observatory 2008"> |
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{{cite web |
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| title = Uranus and satellites |
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| publisher = European Southern Observatory |
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| url = http://www.eso.org/public/images/uranus-pom/ |
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| date = 2008 |
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| accessdate = 2010-11-27 |
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}} |
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| 121行目: | 408行目: | ||
== 関連項目 == |
== 関連項目 == |
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{{Commonscat|Ariel (moon)}} |
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*[[アリエルの地形一覧]] |
* [[アリエルの地形一覧]] |
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{{アリエル (衛星)}} |
{{アリエル (衛星)}} |
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2019年1月10日 (木) 10:39時点における版
| アリエル Ariel | |||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|
.jpg)
| |||||||
ボイジャー2号が 130,000 km の位置から撮影したアリエル
| |||||||
| 仮符号・別名 | Uranus I | ||||||
| 見かけの等級 (mv) | 14.4[1] | ||||||
| 分類 | 天王星の衛星 | ||||||
| 発見 | |||||||
| 発見日 | 1851年10月24日[2][3] | ||||||
| 発見者 | ウィリアム・ラッセル | ||||||
| 軌道要素と性質 | |||||||
| 軌道長半径 (a) | 190,900 km[4] | ||||||
| 離心率 (e) | 0.0012[4] | ||||||
| 公転周期 (P) | 2.520 日[4] | ||||||
| 軌道傾斜角 (i) | 0.041°[4] (天王星の赤道に対して) | ||||||
| 天王星の衛星 | |||||||
| 物理的性質 | |||||||
| 三軸径 | 1162.2×1155.8×1155.4 km[5] | ||||||
| 平均半径 | 578.9 ± 0.6 km[5] (地球の0.0908倍) | ||||||
| 表面積 | 4,211,307.59 km2[6] | ||||||
| 体積 | 812,641,988 km3[6] | ||||||
| 質量 | (1.353±0.120)×1021 kg[7] | ||||||
| 平均密度 | 1.592 ± 0.15 g/cm3[6] | ||||||
| 表面重力 | 0.269 m/s2 | ||||||
| 脱出速度 | 0.559 km/s2 | ||||||
| 自転周期 | 同期回転 | ||||||
| アルベド（反射能） | 0.53 (幾何アルベド) 0.23[8] (ボンドアルベド) | ||||||
| 表面温度 |
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| ■Template （■ノート ■解説） ■Project | |||||||
アリエル (Uranus I Ariel) は、天王星の第1衛星で、天王星の5大衛星の1つである。5大衛星の中では4番目に大きい。1851年にウィリアム・ラッセルによって発見された。
発見と命名
アリエルは1851年10月24日にウィリアム・ラッセルによって発見された。この時は同時にウンブリエルも発見されている。なお、1787年に天王星の衛星で最も大きいチタニアとオベロンを発見したウィリアム・ハーシェルはさらに4つの衛星を発見したと主張したが[9]、これらはその後確認されず、ハーシェルによる発見は誤りであったと考えられている[10][11][12]。
天王星の全ての衛星は、ウィリアム・シェイクスピアの作品、もしくはアレクサンダー・ポープの『髪盗人』にちなんで名付けられている。第1衛星から第4衛星まではウィリアム・ラッセルの依頼を受けたジョン・ハーシェルにより命名されており、アリエルは第2衛星のウンブリエルとともにポープの戯曲『髪盗人』に登場する精霊の名前にちなんで名付けられた[2]。（「アリエル」の名はシェイクスピアの戯曲『テンペスト』にも登場する）。
軌道
天王星の5大衛星のなかで、アリエルは天王星に2番目に近い軌道を公転している。軌道離心率は小さく、また天王星の赤道面に対する軌道傾斜角も非常に小さい。軌道周期はおよそ2.5日で、自転周期と同期している。そのため、地球の月と同様に常に同じ面を天王星に向けながら公転している。これは潮汐固定と呼ばれる状態である[14]。
アリエルの軌道は天王星の磁気圏の完全に内部にある。アリエルのように大気を持たずに磁気圏内を公転する衛星では、公転の進行方向と逆向きの後行半球の表面は、惑星の自転と共回転する磁気圏のプラズマ粒子の衝突にさらされることになる[15]。これはオベロンを除く全ての天王星の衛星の後行半球で見られるような、暗い表面の原因になっていると考えられる[16]。またアリエルは磁気圏の荷電粒子を捕獲しており、これは1986年にボイジャー2号がアリエル近傍を通過した際に、検出されるエネルギー粒子の明確な減少という形で検出されている[17]。
天王星と同様に横倒しの軌道で公転しているため、夏至の際には北半球が直接太陽の方向を向くことになり、逆に南半球は太陽とは反対方向を向くことになる。そのためアリエルは極端な季節変化を経験する。地球の場合は、極域が夏至や冬至の前後に白夜か極夜を経験するが、その極端な状態と言える。このためアリエルの両極は、天王星における半年 (42年) の間ずっと昼か夜が続く[16]。ボイジャー2号が1986年にフライバイした際は南半球が夏至を迎えている最中であり、北半球は全体が夜であった。42年ごとに天王星が分点にさしかかり、赤道面が地球と交差する時に、天王星の衛星同士の掩蔽が観測可能になる。このような現象は2007年から2008年にかけて発生し、2007年8月19日にはウンブリエルによるアリエルの掩蔽が発生した[18]。
現在のアリエルは他の天王星の衛星といかなる軌道共鳴も起こしていない。しかし過去には、ミランダと 5:3 の共鳴を起こしており[19]、これは過去の内部加熱に部分的に寄与していたと考えられている[20]。またチタニアとは 4:1 の共鳴を起こしていたが、後に共鳴を脱出したと考えられる[21]。天王星の扁平率が小さいため、木星や土星の衛星と比べると、天王星の衛星が平均運動共鳴から脱出するのは比較的容易である[21]。38億年ほど前に起こったと思われるこの軌道共鳴は、アリエルの軌道離心率を上昇させ、天王星の潮汐力による衛星内部での潮汐摩擦を引き起こした。この潮汐摩擦により、衛星内部の温度は 20 K 程度加熱されたと予想される[21]。
組成と内部構造
アリエルは天王星の衛星の中で4番目に大きく、質量では3番目になる。密度は 1.66 g/cm3 であり[7]、水氷と高密度の氷でない成分がおおむね同じ割合で含まれる組成であることが示唆される[22]。氷でない成分は岩石と炭素質の物質からなると考えられ、後者はソリンのような重い有機化合物を含んでいる[14]。水の氷が存在することは赤外線の分光観測から明らかになっており、観測では表面に結晶質の氷が存在することが判明している。この氷は空隙が多いため、太陽放射による熱を下の層にあまり透過させない[3][16]。氷による吸収の特徴は、後行半球よりも公転の先行半球で強い[16]。この非対称性の原因は明らかになっていないが、天王星の磁気圏からの荷電粒子の衝突と関係していると考えられる。磁気圏内の荷電粒子は天王星の自転とほぼ同じ角速度で動いているためアリエルの軌道ではアリエルの公転速度よりも速く、そのため後行半球に後方から追突する形で衝突する。エネルギー粒子は水の氷のスパッタリングを起こす傾向があり、クラスレートハイドレートの形で氷の中にとらわれているメタンを分解して有機物を暗くし、炭素が豊富な暗い残余物が生成される[16]。
水以外にアリエルの表面に赤外線分光観測で発見されている化合物は二酸化炭素のみであり、主に後行半球に濃集している。アリエルは他のどの天王星の衛星よりも強い二酸化炭素の特徴がスペクトル中に見られており、また二酸化炭素が検出された初めての天王星の衛星でもある[16]。この二酸化炭素の起源は明らかになっていない。天王星の磁気圏からやってくる高エネルギーの荷電粒子や太陽からの紫外線の影響で、炭素化合物や有機物から局所的に生成されている可能性がある。この仮説は二酸化炭素の濃集の非対称性を説明することができる。これは、後行半球では先行半球よりも磁気圏からの粒子の影響が強いからである。その他の可能性としては、アリエル内部の氷に昔から捕獲されている二酸化炭素の脱ガスによるという仮説も存在する。この場合、内部からの二酸化炭素の流出は過去の地質学的な活動と関連している可能性がある[16]。
アリエルのサイズ、岩石と氷の組成の割合、水の融点を下げるアンモニアや塩化物が存在する可能性を考慮すると、アリエルの内部は中心部の岩石の核と、それを取り囲む氷のマントルに分化している可能性がある[22]。これが正しかった場合、核の半径は 372 km と推定される。これはアリエルの半径の 64% に相当し、核の質量は衛星全体の質量の 56% と推定される。中心核での圧力は 0.3 GPa になる。氷マントルの現在の状態は不明であり、内部海の存在については肯定的な意見[22]と否定的な意見[23]の両方が存在する。
表面の特徴
アルベドと色
アリエルは天王星の衛星の中で最も高いアルベドを持つ[8]。表面は衝効果を示す。位相角が 0° の位置から見た場合の反射率は 53% だが (幾何アルベド)、位相角が 1° では 35% にまで減少する。またボンドアルベドは 0.23 であり、天王星の衛星の中では最も高い[8]。
アリエルの表面の色は、全体的には中間的である[24]。先行半球と後行半球で非対称性があり、後行半球は先行半球よりも 2% ほど赤い色を示す[25]。アリエルの表面は一般に、アルベドと地形、色の間に相関関係を示さない。例えば、峡谷の部分はクレーターの多い平原と同じ色を示す。しかしいくつかの新しいクレーターの周囲に堆積した明るい物質は、わずかに青っぽい色を示す[24][25]。その他にはいくつかのわずかに青い斑点が見られるものの、他のいかなる表面の特徴とも対応していない[25]。
主な地形
→「アリエルの地形一覧」も参照
観測されているアリエルの表面は、3つの領域に分割できる。クレーターの多い地域、山脈、そして平原である[26]。表面に見られる主要な特徴としては、クレーター、峡谷、断層崖、トラフが挙げられる。
クレーターの多い地域はアリエルの南極を中心にして広がっており、アリエル表面で最も古く、地理的に最も大きな領域である[26]。網目状の崖や峡谷、細い山脈が走っており、これらの特徴は南半球の中緯度領域によく見られる。カズマ地形として知られる峡谷は[27]、おそらくは引張応力によって形成された溝状の地形であり、衛星内部での液体の水 (あるいは液体のアンモニア) が凍結する際の全球的な引張応力の結果だと考えられる[14][26]。幅は 15〜50 km であり、東や北東方向に走っているものが多い[26]。多くの峡谷の底部は凸状であり、1-2 km ほど盛り上がっている[27]。最も長い峡谷はカチナ谷であり、長さは 620 km 以上にも及ぶ。この地形は、太陽光が当たっておらずボイジャー2号が観測できなかった側の半球まで続いているため、正確な長さは不明である[28]。
次に多い地形は山脈であり、山脈の帯とトラフが数百キロメートルの長さにわたって続いている。山脈はクレーターの多い領域を区切り、多角形の形状に切り取っている。山脈の帯はそれぞれが 25〜70 km の幅を持ち、個々の山脈とトラフは最大で 200 km 程度の長さで、それぞれ 10〜35 km ほど離れて存在している。山脈の帯はしばしば連続した峡谷を形成しており、これは異なる形態の地溝であるか、あるいは脆性破壊のような同じ引張応力に対して地殻が異なる応答をした結果出来た地形であることを示唆している[26]。
アリエルの表面で最も若い領域が平原である。比較的高度が低く滑らかな領域であり、クレーターの存在密度に違いが見られることから、長い時間をかけて形成されたはずである[26]。平原は、峡谷の底部と、クレーターの多い地域の中心にある不規則な低地に見られる[14]。後者はクレーターの多い地域とは明瞭な境界で区切られており、葉状のパターンを持つ場合もある。平原を形成した原因としてもっともらしいのは火山活動である。地形の特徴は地球における楯状火山と類似しており、明瞭な境界で区切られていることから、噴出した液体は非常に粘性が高く、おそらくは過冷却状態の水とアンモニアの溶液であったと考えられる[27]。また、固体の氷の火山活動の可能性もある。この仮説上の「氷の溶岩」の厚みは 1〜3 km 程度と推定されている[27]。従って、内部由来の活動によってアリエルの表面の更新が行われている時期には峡谷が形成されている必要がある[26]。平原のいくつかの領域は1億年よりも若いと考えられており、アリエルはサイズが比較的小さく現在は潮汐加熱も発生していないにもかかわらず、現在でもまだ地質学的に活発である可能性が示唆されている[29]。
クレーター
アリエルの表面は、他の天王星の衛星と比べると一様にクレーターが存在するように見える[14]。大きなクレーターが比較的少ないため、表面は太陽系形成初期の状態を保っておらず、進化のどこかの段階で完全に表面が更新されたことを意味している[26]。アリエルの過去の活発な地質学的活動は、現在よりも軌道離心率が大きな軌道であった頃の潮汐加熱によって引き起こされていたと信じられている[21]。アリエルに見られる最も大きいクレーター Yangoor は直径が 78 km しかなく、形成後に変形を受けた形跡が見られる。アリエルに見られる大きなクレーターは全て平坦な底部を持ち、中心には中央丘が見られる。また、いくつかのクレーターは明るい放出物に囲まれている。多くのクレーターは多角形状になっており、形状は元々存在した結晶構造によって影響を受けていることを示している。
クレーターが多く見られる平原では、衝突クレーターが風化した結果出来たと思われる、直径 100 km 程度の大きな明るいパッチ状の領域が見られる。これが正しかった場合、この領域は木星の衛星ガニメデに見られるパリンプセスト (天文)と類似したものであると考えられる[26]。また、南緯10度・東経30度の位置に見られる直径 245 km の円形の低地は、激しく風化した大きな衝突クレーターの可能性がある[30]。
起源と進化
形成過程
アリエルは天王星周りの降着円盤 (周惑星円盤) の中で形成されたと考えられている。これはガスとダストからなる円盤であり、天王星形成後の一定期間の間存在したものか、あるいは天王星の赤道傾斜角を大きく傾ける原因となった巨大衝突によって形成されたものである[31]。この円盤の詳しい組成は不明だが、天王星の衛星が土星の衛星と比べて高密度であることから、比較的水が少ない組成であった可能性がある[14]。炭素と窒素の大部分は、メタンやアンモニアではなく一酸化炭素と窒素分子の形で存在したと考えられる[31]。このような円盤の中で衛星が形成されると、氷は比較的少なく、また氷の中にはクラスレートの形で一酸化炭素と窒素が取り込まれ、また比較的多くの岩石が材料となるため、高い密度を説明することができる[14]。
進化
降着過程は衛星が完全に形成されるまで数千年の間継続したと考えられる[31]。理論モデルによると、降着に伴う衝突はアリエルの外層を加熱し、深さ 31 km にわたって最大で 195 K にまで温度が上昇したことが示唆されている[32]。形成が終了した後、表面付近の層は冷却するが、アリエルの内部は岩石に含まれる放射性元素の崩壊によって加熱される[14]。冷えていく表面近くの層は収縮し、暖められている内部は拡大する。これにより 30 MPa にも及ぶ強い引張応力が衛星の地殻にかかり、地殻が破壊されたと考えられる。現在見られる崖や峡谷はこの過程で形成されたと考えられ[26]、この過程はおよそ 2 億年にわたって継続した[33]。
もし不凍液の役割を果たすアンモニア水和物や塩化物が存在した場合、初期の降着加熱と放射性元素の崩壊、さらには潮汐加熱によって、アリエル内部の氷は溶けていたと考えられる[32]。内部が溶融した場合は氷と岩石が分離し、氷マントルに覆われた岩石の核という分化した構造に進化する[22]。アンモニアを大量に溶かした液体の水の層 (内部海) は、コアマントル境界を形成したかもしれない。この混合物の共晶温度は 176 K である[22]。しかしこの内部海は、はるか昔に凍結してしまったと考えられる。水の凍結によって内部は膨張し、峡谷が形成され古い表面が更新された[26]。内部海にあった液体は表面に噴出することもあったと考えられ、氷火山として活動した[32]。
アリエルと大きさ・密度．表面温度が似ている土星の衛星ディオネの熱モデルでは、内部で数十億年にわたって固体状態の対流が継続していたことが示唆されている。また温度がアンモニア水の融点である 173 K を超えていた時期は、表面付近では形成後の数億年間、核の近くでは10億年程度継続したと考えられる[26]。
観測と探査
→「天王星探査」も参照
アリエルの等級は 14.8 であり[1]、これは近日点付近にいるときの冥王星の明るさに近い。しかし冥王星は 30 cm 口径の望遠鏡を用いて観測できるのに対し[34]、アリエルはより明るい天王星の近くに存在するため、40 cm 口径の望遠鏡を用いてもしばしば観測することが出来ない[35]。
アリエルの接近観測画像は、ボイジャー2号によるものだけであり、1986年1月に天王星をフライバイする最中に撮影された。最も接近した時の距離は 127,000 km であり、ミランダへの接近時に次ぐ距離での観測が行われた[36]。最も高解像度の写真では、分解能はおよそ 2 km であった[26]。ボイジャー2号の観測では表面のおよそ 40% が撮影されたが、クレーター個数を数えたり、地質図を作成するのに必要な精度で観測できたのは全体の 35% にとどまった。フライバイの時期は他の天王星の衛星と同様にアリエルの南半球が太陽の方向を向いており、北半球には太陽光が当たっておらず観測することが出来なかった[14]。
ボイジャー2号の後は天王星を探査した探査機は存在しない。土星探査機カッシーニのミッションでは、拡張ミッションを検討する段階で天王星に送り込むことの可否が議論された[37]。この計画では、カッシーニが土星を離脱した後におよそ20年かけて天王星系に到達するものとされた。しかしカッシーニは土星系に留まり、最終的に土星の大気に突入させることとなったためこのアイデアは廃案となった[37]。
天王星面の通過
2006年7月26日に、アリエルが天王星を通過する様子がハッブル宇宙望遠鏡で観測された。この観測では、天王星の雲頂にアリエルが影を落としている様子が見られた。このようなイベントは希少であり、天王星が分点にいる前後にしか発生しない[38]。2008年にも再び通過があり、こちらはヨーロッパ南天天文台で観測された[39]。
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- ^ “Uranus and Ariel”. Hubblesite (News Release 72 of 674) (2006年7月26日). 2006年12月14日閲覧。
- ^ “Uranus and satellites”. European Southern Observatory (2008年). 2010年11月27日閲覧。
参考文献
- リチャード・コーフィールド 著、水谷淳 訳『太陽系はここまでわかった』文藝春秋、2011年4月8日。ISBN 978-4167651732。
関連項目
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