特徴と起源

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特徴と起源

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/03/09 08:59 UTC 版)

「アナンケ群」の記事における「特徴と起源」の解説

アナンケ群の衛星は、軌道長半径が1930万〜2270万km、軌道傾斜角は145.7°〜154.8°の範囲に集まっている。軌道離心率は0.02〜0.28程度のばらつきがある。 アナンケ群の衛星は、木星の重力にとらわれた小惑星が衝突によって破壊された破片であると考えられている。これは、アナンケ群の主要なメンバーの平均軌道要素の分布が非常に狭い範囲に集まっているという事実に基づいている。この特徴は、母天体の衝突破壊の際に発生した破片の速度が 15〜80 m/s であれば説明可能であり、アナンケ群の衛星は一回の衝突破壊イベントで発生した破片から成っていると推測されている。アナンケ群に属する衛星の総体積から母天体のサイズを推定する研究も行われており、これによると破壊される前の母天体の半径はアナンケとほぼ同じの 14 km と推測され、母天体の質量の 98% がアナンケとして残ったと考えられている。このことから、母天体は衝突によって大きく破壊されたわけではないことが示唆される。 また、母天体の捕獲と破壊が惑星形成の初期の木星周囲にまだガスが存在する時期に発生した場合、破片に働くガス摩擦の大きさは破片のサイズによって変化するため、衛星のサイズと木星からの距離に相関が発生する。しかしそのような特徴は観測されていないため、木星形成後に時間が経ち周囲のガスが散逸した後に、母天体となる小惑星の捕獲と破壊が発生したと推測されている。 アナンケ群が同じ起源を持つことを支持する別の証拠として、アナンケ群の主要なメンバーの色が似ていることが挙げられる。マゼラン望遠鏡や北欧光学望遠鏡を用いた観測では、ハルパリケ、プラクシディケ、イオカステは類似した灰色の表面を持つことが分かっており、C型小惑星と似ていることが分かっている。ただしこの観測では、アナンケ自身は灰色と赤色の中間の色を示すことも分かっている。

特徴と起源

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/03/10 05:15 UTC 版)

「カルメ群」の記事における「特徴と起源」の解説

カルメ群の衛星の軌道要素は、軌道長半径が平均2340万4000 km、軌道傾斜角が 165° 前後に集まっている。軌道離心率は0.2〜0.3程度の範囲にある。グループ名の由来でもあるカルメが最大の衛星で、全体の質量のほとんどが集中している。 カルメ群の衛星は、木星の重力にとらわれた小惑星が衝突によって破壊された破片であると考えられている。これは、カルメ群の主要なメンバーの平均軌道要素の分布が非常に狭い範囲に集まっているという事実に基づいている。この分布の特徴は、母天体の衝突破壊の際に発生した破片の速度が 5〜50 m/s と小さい場合に説明可能であり、カルメ群の衛星は一回の衝突破壊イベントで発生した破片から成っていると推測されている。これはアナンケ群でも見られる特徴である。 カルメ群に属する衛星の総体積から母天体のサイズを推定する研究も行われており、これによると破壊される前の母天体の半径はカルメとほぼ同じの 23 km と推測され、母天体の質量の 99% がカルメとして残ったと考えられている。このことから、母天体は衝突によって大きく破壊されたわけではないことが示唆される。 また、母天体の捕獲と破壊が惑星形成の初期の木星周囲にまだガスが存在する時期に発生した場合、破片に働くガス摩擦の大きさは破片のサイズによって変化するため、衛星のサイズと木星からの距離に相関が発生する。しかしそのような特徴は観測されていないため、木星形成後に時間が経ち周囲のガスが散逸した後に、母天体となる小惑星の捕獲と破壊が発生したと推測されている。 カルメ群が同じ起源を持つことを支持する別の証拠として、カルメ群の主要なメンバーの色が似ていることが挙げられる。マゼラン望遠鏡や北欧光学望遠鏡を用いた観測では、カルメとタイゲテは淡い赤色を示すことが分かっている。また、カルメのスペクトルはD型小惑星と類似していることも分かっている。これらの特徴から、カルメ群の母天体は木星に捕獲されたD型小惑星であり、おそらくはヒルダ群か木星のトロヤ群に起源を持つだろうという説がある。 ただしカリュケのみはD型小惑星に分類するには赤すぎる表面を持ち、どちらかと言うとケンタウルス族や太陽系外縁天体に近い特徴を持つ。そのため、カルメ群を形成する衝突にはケンタウルス族や太陽系外縁天体に起源を持つ天体が関与しているか、あるいはいくつかの不規則衛星は著しい表面進化を経験したのだろうと推測する科学者もいる。

特徴と起源

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/03/10 08:30 UTC 版)

「パシファエ群」の記事における「特徴と起源」の解説

パシファエ群の衛星の軌道要素は、軌道長半径が2300万〜2400万km、軌道傾斜角が 145°〜158° 程度の範囲に集まっている。軌道離心率は0.25〜0.43程度の範囲にある。グループ名の由来でもあるパシファエが最大の衛星で、シノーペがその3分の2程度の大きさである。 軌道要素が似ていることから、パシファエ群の衛星は木星の重力にとらわれた小惑星が衝突によって破壊された破片であると考えられている。しかし、アナンケ群やカルメ群と比べると軌道傾斜角や軌道離心率の分布が広く (図参照)、サイズもパシファエが圧倒的に大きいわけではない (シノーペはパシファエの6割強のサイズ) という特徴を持つ。またシノーペはやや異なる軌道要素を持っている。 アナンケ群やカルメ群の衛星は母天体の一回の衝突破壊現象によって形成を説明できるのに対し、パシファエ群は一回の衝突破壊では形成できない可能性が高いと考えられている。そのため、複数回の衝突破壊が発生したか、またはグループ形成後に独立して別の小惑星が似た軌道要素で捕獲されたかという、比較的複雑な形成過程を経験した可能性がある。 軌道要素だけではなく、衛星の色指数のばらつきが見られることも、パシファエ群が複雑な経緯で形成されたという説を支持している。マゼラン望遠鏡や北欧光学望遠鏡などを用いた観測では、パシファエの表面は灰色を示し、C型小惑星と似た特徴を持つことが分かっている。しかしカリロエとメガクリテは淡い赤色を示し、シノーペは赤色でありD型小惑星に似た特徴であることが判明した。これらの理由から、シノーペはパシファエ群を形成した母天体の衝突破壊とは無関係に木星に捕獲された天体である可能性が指摘されており、本当にパシファエ群に属し、共通の起源を持っているのかははっきりとは分かっていない。 パシファエ群を形成した母天体の特性については、パシファエ群に属する衛星の総体積をもとに推定が行われている。シノーペを含めない場合、母天体の半径はパシファエとほぼ同じの 30 km と推定され、母天体の質量の 99% がパシファエとして残ったと考えられている (シノーペを含めた場合は 79%)。そのため、母天体は衝突によって大きく破壊されたわけではないことが示唆される。

特徴と起源

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/05/10 07:31 UTC 版)

「MADSボックス」の記事における「特徴と起源」の解説

MADSボックスはDNA結合能を持つタンパク質ドメインをコードし、そのドメインはMADSドメインと呼ばれる。MADSドメインはCArG-boxと呼ばれるCC6GというDNA配列およびそれと極めて類似した配列に結合する。MADSドメインを持つタンパク質はふつう転写因子として機能する。MADSボックスの長さは研究者によって見解がいくらか異なるものの、168-180塩基対ほどとされている。すなわち、MADSドメインを構成するのは56-60のアミノ酸である。 MADSボックスは現生の真核生物の共通祖先が持っていたII 型トポイソメラーゼ中の配列から進化したものであることを示唆する研究結果が得られている。

特徴と起源

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/08/22 06:53 UTC 版)

「ヒマリア群」の記事における「特徴と起源」の解説

ヒマリア群に属する天体は、軌道長半径が1100万から1200万 km、軌道傾斜角が27°から30°という狭い範囲に「密集」して存在する。軌道離心率は0.11から0.25と幅広い。 いずれも均質な外観をしており、色指数は B-V=0.66、V-R=0.36 と中間色を示す。これはC型小惑星と似た特徴である。 軌道要素やスペクトルが似ていることから、ヒマリア群は小惑星帯からやってきた小惑星が破壊された残骸である可能性が示唆されている。ヒマリア群に属する衛星の総体積から母天体のサイズを推定する研究も行われており、これによると破壊される前の母天体の半径はヒマリアよりわずかに大きい 89 km と推測され、母天体の質量の 87% がヒマリアとして残ったと考えられている。このことから、母天体は大きく破壊されたわけではないことが示唆される。 衛星軌道の数値計算からは、これらの天体が太陽系の一生の間に互いに衝突を起こす確率は高いことが示されている。例えば、ヒマリアとエララは45億年の間に1.5回の衝突を起こすと推定されている。また順行衛星と逆行衛星が衝突する確率はさらに高く、例えばパシファエが45億年のうちにヒマリアと衝突を起こす可能性は 27% と推測されている。そのため、惑星形成後間もない時期の一回の破壊イベントによって形成されたと思われるカルメ群とアナンケ群とは異なり、ヒマリア群は順行衛星と逆行衛星のより最近の多数の衝突イベントによって形成された可能性が示唆されている。