表面の特徴

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表面の特徴

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/24 01:48 UTC 版)

「ガニメデ (衛星)」の記事における「表面の特徴」の解説

ガニメデの表面のアルベドはおよそ 43% である。水氷は表面に普遍的に存在し、表面における水氷の質量比は 50〜90% を占めると推定され、ガニメデ全体に占める氷の割合よりも遥かに多い。近赤外線の分光観測では 1.04、1.25、1.5、2.0、3.0 µm の波長における強い水氷による吸収の存在が明らかになっている。溝の多い領域は比較的明るく、暗い領域よりも氷の含有量が多い。探査機ガリレオと地上観測で得られた高分散の近赤外線と紫外線でのスペクトルでは、水以外の様々な物質が検出されている。検出が報告されているのは、二酸化炭素、二酸化硫黄であり、またジシアン、硫酸水素塩や様々な有機化合物と思われる特徴も報告されている。ガリレオの観測結果からはさらに硫酸マグネシウム (MgSO4) と、おそらくは硫酸ナトリウム (Na2SO4) もガニメデ表面から検出されている。これらの塩化物は内部海に起源を持つ可能性がある。 ガニメデの表面アルベドは非常に非対称的である。先行半球は後行半球よりも明るいという特徴を持つ。これはエウロパとは似た特徴であるが、カリストとは逆の特徴である。ガニメデの後行半球は二酸化硫黄が豊富に存在しているように思われる。二酸化炭素の分布には各半球での非対称性は見られないものの、両極付近では観測されていない。ガニメデ表面の衝突クレーターは1つを除いて二酸化炭素が多い特徴は示さず、これもカリストに見られるクレーターとは異なる特徴である。ガニメデの二酸化炭素ガスはおそらく過去に枯渇してしまったのだろうと考えられる。 「ガニメデの地形一覧」および「ガニメデの地域一覧」も参照 ガニメデの表面は2種類の地形が混じり合っている。非常に古くクレーターが多い暗い領域、そして幾分か若く（とは言え依然として古い）広範に広がる溝と尾根が刻み込まれた明るい領域である。暗い地形は衛星表面のおよそ3分の1を覆っており、粘土と有機物を含んでいる。これは木星の衛星が集積した時の衝突天体の組成を示唆している可能性がある。 ガニメデの表面に見られる溝の多い地形を形成するためには何らかの加熱メカニズムが必要だが、これは惑星科学における未解決問題の一つである。現在の見方では、これらの特徴はテクトニクスに起源を持つとされている。氷火山は、あったとしても限定的な影響しか及ぼさないだろうと考えられる。地殻の活動を引き起こすためにはガニメデの氷のリソスフェアに強い応力が働く必要があるが、これをもたらした力は過去に発生した潮汐加熱と関係している可能性があり、おそらく衛星が不安定な軌道共鳴を通過した際に発生したと考えられる。氷の潮汐変形は氷を加熱してリソスフェアを引っ張った可能性があり、これによってひび割れが発達し地塁と地溝が形成される。その結果表面の 70% 近くの古く暗い地形が消失した。溝の多い地形の形成もガニメデ内部での初期の核形成とその後の潮汐加熱に関係している可能性がある。これらの過程では氷の相転移や熱膨張に伴ってガニメデの大きさが 1〜6% 膨張した。その後に核から表面へ向かう深く高温の水のプルームによってリソスフェアの地殻変動が引き起こされた。放射性物質の崩壊による加熱は現在における最も重要な加熱源であり、例えば内部海の深さに関与している。研究モデルによると、もし現在のガニメデの軌道離心率が一桁大きかった場合（過去はその程度の軌道離心率があった）、潮汐加熱は放射性物質の崩壊熱を上回り、より重要な熱源になるということが分かっている。 クレーターはどちらの種類の地形にも見られるが、暗い地形の方が特に多い。暗い地形の衝突クレーター密度は飽和しており、主に天体衝突現象によって表面が進化している。明るい溝の多い地形はクレーター地形は遥かに少なく、地殻変動に伴う表面の進化に対して衝突現象が果たす役割は小さい。クレーター密度から、暗い地形の年齢は40億歳程度と推定されており、これは月の高原地帯と似た年齢である。溝の多い地形はそれよりもいくらか若いが、どの程度若いのかは分かっていない。ガニメデは月と同じく35億年〜40億年前に非常に多くの天体衝突が起きた時期を経験していると考えられる。これが本当であれば、天体衝突の大部分はその時期に発生し、それ以降はクレーター形成率はずっと小さかったと考えられる。クレーターは溝の上に存在しているものもあれば溝によって区切られているものもあるため、いくつかの溝は非常に古い地形であることが示唆される。放出物の光条を持った比較的明るいクレーターも見られる。ガニメデのクレーターは、月や水星に見られるものよりも浅い形状をしている。これはガニメデの氷地殻は比較的脆弱な性質を持っており、物質が流動して起伏を慣らしている（あるいは慣らしていた） からだと考えられる。起伏が消滅してクレーターの痕跡しか残っていない太古のクレーターは、パリンプセスト（英語版）として知られている。 ガニメデの特徴的な領域の一つは、ガリレオ地域 (Galileo Regio) と名付けられた暗い平原である。この地域は同心円状の溝やしわ状の模様を含んでおり、地質活動が活発な時期に形成されたものだと考えられている。 ガニメデは、水の霜で出来ていると思われる極冠を持つ。この霜は 40° の緯度にまで広がっている。これらの極冠はボイジャーの観測によって初めて明らかになった。極冠の形成メカニズムの仮説として、高緯度領域への水の移動と、プラズマによる氷への衝撃が挙げられている。ガリレオ探査機のデータは後者が正しいことを示唆している。ガニメデに磁場が存在するため、磁場に保護されていない極域はより強力な荷電粒子の衝撃を受ける。天体の表面に高速の粒子が衝突し、表面にあった粒子がエネルギーを与えられた結果として叩き出されて散逸する現象をスパッタリングと呼ぶ。このスパッタリングが水分子の再分配を促し、霜は極領域の中の局所的なより低温な領域へ移動する。 Anat と命名されたクレーターが、ガニメデの経度を測定するための参照点となっている。Anat は経度 128° と定義されている。0° は木星の方をまっすぐ向いた地点であり、特に記述がない限り経度の値は西に向かって増加する。

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出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/11/01 23:54 UTC 版)

「ヒペリオン (衛星)」の記事における「表面の特徴」の解説

「ヒペリオンの地形一覧」も参照 ボイジャー2号が土星をフライバイした際の観測ではヒペリオンは遠方からしか撮影されておらず、個々のクレーターなどの地形は識別されたものの、ヒペリオン表面の模様までは分からなかった。カッシーニによる初期観測でその表面が異様であることが示唆されていたものの、その奇妙な外観の全体が明らかにされたのは2005年9月25日のヒペリオンのフライバイ観測の時であった。 ヒペリオンの表面には無数の深いクレーターが存在してスポンジのように見え、他には知られていない特徴的な外観を有している。クレーターの縁が明瞭であることも特徴の一つである。それぞれのクレーターの底には他の表面より暗い物質が堆積している。赤っぽい物質は炭素と水素からなる長い鎖式炭化水素を含み、イアペトゥスなどの他の土星の衛星で発見されている物質と非常に似た見た目をしている。 科学者たちは、ヒペリオンの外見が異様でスポンジのような外見をしていることは、この天体がサイズの割に非常に密度が低いことと関係していると考えている。密度が低いためヒペリオンは非常に多孔質の構造をしており、また表面重力は小さい。多孔質の天体では、隕石衝突が発生した時には物質が掘削されるよりも表面が圧縮される傾向があり、さらに表面重力が小さい場合は衝突で放出された物質は重力を振り切って脱出するため表面に帰ってこない。そのため明瞭な縁を持つクレーターで埋め尽くされた表面をしていると考えられる。 カッシーニが2005年と2006年にヒペリオンをフライバイした際に得られたデータの最新の解析では、ヒペリオンの空隙率は 40% 程度であると推定されている。空隙率がこの程度の値であれば、表面のクレーターは非常に長い期間に渡ってほとんど変化しない可能性があると考えられている。新しい解析でもヒペリオンの大部分は氷で、岩石は非常に少ないという組成が確認されている。

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出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/13 06:28 UTC 版)

「エンケラドゥス (衛星)」の記事における「表面の特徴」の解説

エンケラドゥス表面の初めての詳細な観測は、ボイジャー2号によって1981年8月に行われた。この観測では少なくとも5種類の地形が存在することが明らかになった。ある領域はクレーターが多く、別の領域は滑らかで若い表面を持ち、また滑らかな領域に沿って存在する隆起した地形も発見された。さらに直線状のひび割れや断層状の構造も見つかっている。滑らかな地形では比較的クレーターの個数が少ないことから、この領域の表面は数億年以内に形成されたと考えられる。そのため、エンケラドゥスは氷火山やその他の表面を更新する活発なプロセスによって、比較的最近に更新されたはずである。 上記のプロセスによってエンケラドゥスの表面には新鮮な氷が供給されているため、太陽系内の天体の中で最も反射率の高い表面を持つ。可視光での幾何アルベドは 1.38、またボンドアルベドは 0.81 ± 0.04 と推定されている。このように太陽光を非常によく反射するため、エンケラドゥスにおける正午の平均温度は -198℃ までしか上昇せず、他の土星の衛星と比べてもいくらか低温である。 2005年になってカッシーニによる探査が行われ、ボイジャー2号による観測よりも遥かに詳細な表面の特徴が明らかになった。ボイジャー2号によって観測された滑らかな平原は、無数の小さな尾根や急斜面で満たされた比較的クレーターの少ない領域であることが判明した。クレーターが多い古い領域では多数の断層状の構造が発見され、クレーターが形成された後に広域的な変形にさらされた可能性があることが示唆された。

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出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/10/30 15:57 UTC 版)

「トリトン (衛星)」の記事における「表面の特徴」の解説

トリトンの表面に関する詳細な情報は、全て1989年にボイジャー2号が 40,000 km の距離にまで接近した際に得られた。トリトンの表面の40%がボイジャー2号によって撮影されており、むらのある露頭や尾根、谷、溝、盆地、高原、凍った平野、いくつかの衝突クレーターといった地形が存在していることが明らかになった。表面は比較的平らであり、観測されている範囲内の地形では高さが 1 km を超えて変化することはない。衝突クレーターは比較的少ない。最近のクレーターの密度と分布の分析では、地質学的に見るとトリトンの表面は非常に若いことが示唆されており、地域によってその推定年齢は600万年から5000万年と様々である。トリトンの表面の55%は凍った窒素で覆われており、その氷のうち水の氷は15～35%、ドライアイス（凍った二酸化炭素）が残りの10～20%を占めている。表面には、生命の起源への先駆的な化学物質になるかもしれない有機化合物であるソリンの堆積物が見られる。

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出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/11/01 08:45 UTC 版)

「オベロン (衛星)」の記事における「表面の特徴」の解説

オベロンは天王星の衛星の中ではウンブリエルに次いで2番目に暗い表面を持っている。表面は強い衝効果を示し、位相角が 0° の際の反射率 (幾何アルベドに相当する) は 31% であるのに対し、位相角がおよそ 1° になると 22% にまで減少する。表面は全体的に赤い色を示すが、新しい衝突堆積物は中間的かもしくはわずかに青っぽい色を示す。オベロンは天王星の5大衛星の中では最も赤みの強い表面を持つ。先行半球と後行半球では色の非対称性があり、先行半球の方が赤っぽい色を示す。天体表面が赤っぽい色を示すようになる原因としては、荷電粒子の衝突による宇宙風化作用（英語版）や、太陽系の年齢にわたる微小隕石の衝突が挙げられる。しかしオベロンに見られる色の非対称性はおそらく、天王星の外側の不規則衛星に起源を持つと思われる赤っぽい物質の降着によるものであると考えられる。この物質が主に先行半球側に降り積もることによって色の非対称性が発生する。 これまでに科学者が認識しているチタニア上の地質学的な特徴は、クレーター、カズマ地形 (峡谷) の2種類である。オベロンの表面は天王星の全ての衛星の中で最もクレーターが多く、クレーター密度はほぼ飽和状態にある。すなわち、新しいクレーターの生成と古いクレーターの破壊が釣り合っている状態にある。このようにオベロンがクレーターの多い表面を持つことは、天王星の衛星の中で最も古い表面であることを示唆している。発見されている中で最大のクレーターは、直径 206 km のハムレットである。多くの大きなクレーターは、比較的新鮮な氷でできた光条を持っている。最大級のサイズであるクレーターのハムレット、オセロとマクベスは、底部がクレーター形成後に堆積した非常に暗い物質で覆われている。ボイジャー2号が撮影した画像のいくつかには、オベロンの南東の縁付近に高さおよそ 11 km の山が写っている。これは直径が 375 km 程度ある巨大な衝突盆地の中にある中央丘である可能性がある。 オベロンの表面は峡谷の連なりによって区切られているが、チタニアに見られるほどの峡谷の広がりは見られない。峡谷の側面は、おそらくは正断層によって形成された崖であり、新しいものも古いものも見られる。一部の断層は大きなクレーターの明るい堆積物を横切って存在しており、このようなものは比較的後になって形成されたものだと考えられる。オベロンで最も主要な峡谷はモッムル谷（英語版）である。 オベロンの地質はクレーター形成と内因性の表面の更新という2つの競合する効果に影響を受ける。前者は衛星の進化の歴史全体で発生し、全表面に影響を及ぼす。後者の過程も事実上は全球的なものであるが、活発なのは衛星形成後の一時期である。内因性の活動は主に地殻変動的な性質のものであり、これによって峡谷が形成されたと考えられる。峡谷の形成によって、古い表面の一部は消える。この地殻の割れ目は、オベロンが 0.5% 程度全球的に膨張することで形成され、古い峡谷と新しい峡谷の2種類の形成に対応する2段階に分けて発生したと考えられる。 先行半球とクレーター内部に見られる暗い領域の性質は分かっていない。月の海の形成に似た火山活動 (氷火山) によって形成されたと考える科学者もいるが、衝突によって純粋な氷の地殻の下にある暗い物質が露出したことが原因だと考える科学者もいる。後者の場合、オベロンは少なくとも部分的に分化しており、分化していない内部の上に氷地殻が乗った状態になっている必要がある。

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出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/11/01 08:45 UTC 版)

「チタニア (衛星)」の記事における「表面の特徴」の解説

天王星の衛星の中でチタニアの明るさは、暗いオベロン、ウンブリエルと明るいアリエルとミランダの中間に位置している。表面は強い衝効果を示し、位相角が 0° の際の反射率 (幾何アルベドに相当する) は 35% であるのに対し、位相角がおよそ 1° になると 25% にまで減少する。チタニアのボンドアルベドは 17% と比較的低い。表面はわずかに赤い色を示すが、オベロンよりは赤みが弱い。新鮮な衝突堆積物は青っぽい色を示すが、先行半球のウルスラクレーターに近い滑らかな平原といくつかの地溝は幾分か赤っぽい色を示す。 先行半球と後行半球では表面の非対称性があり、前者のほうが後者より 8% ほど赤い色を示す。ただしこの色の違いは滑らかな平原の分布と関連しており、偶然のものである可能性がある。天体表面が赤っぽい色を示すようになる原因としては、荷電粒子の衝突による宇宙風化作用（英語版）や、太陽系の年齢にわたる微小隕石の衝突が挙げられる。しかしチタニアに見られる色の非対称性はおそらく、天王星の外側の不規則衛星に起源を持つと思われる赤っぽい物質の降着によるものであると考えられる。この物質が主に先行半球側に降り積もることによって色の非対称性が発生する。 これまでに科学者が認識しているチタニア上の地質学的な特徴は、クレーター、カズマ地形 (峡谷) と崖状の地形の3種類である。チタニアの表面はオベロンやウンブリエルと比較するとクレーターの数は少なく、表面が若いことを意味している。最も大きいクレーターであるガートルードは直径が 326 km ある。ウルスラやジェシカなどのいくつかのクレーターは明るい光条を持っており、これは比較的新しい氷で出来ていると考えられる。チタニアに見られる全てのクレーターは平らな底部を持ち、中心には中央丘がある。唯一の例外はウルスラであり、このクレーターは中央に窪地が形成されている。ガートルードクレーターから西側に向かって不規則な地形の領域が広がっており、"unnamed basin" (無名の盆地) と呼ばれている。この地形は、直径が 300 km ほどある大きく風化した衝突盆地である可能性がある。 チタニアの表面は無数の断層や崖によって分割されている。いくつかの場所では2つの平行した崖によって地殻に窪地が形成されて地溝を形成しており、これは峡谷と呼ばれることがある。これらの中で最も特徴的なのがメッシーナ谷 (Messina Chasma) であり、赤道から南極付近までのおよそ 1,500 km にわたって走っている。チタニアに見られる地溝は幅が 20-50 km、起伏はおよそ 2-5 km である。峡谷に伴っていない崖状の地形は "rupes" と呼ばれており、例えばウルスラクレーターの付近にはルシヨン断崖がある。いくつかの断崖に沿った領域とウルスラクレーターの付近はボイジャー2号の画像の解像度では滑らかに見える。これらの滑らかな平原は、おそらくはチタニアの地質学的な歴史の後期段階に、大部分のクレーターが出来た後に地表が更新されて形成されたと思われる。表面の更新は、内部からの流動物質の噴出 (氷火山) を伴う内因性の現象か、あるいは付近の大きなクレーターが形成された際の放出物によって地形が覆われるという外的要因によって起きたと考えられる。地溝はチタニア表面では最も若い地質学的特徴であるかもしれない。これは、地溝は全てのクレーターを横切っており、滑らかな平原をも横切って存在しているからである。 チタニアの地質はクレーター形成と内因性の表面の更新という2つの競合する効果に影響を受ける。前者は衛星の進化の歴史全体で発生し、全表面に影響を及ぼす。後者の過程も事実上は全球的なものであるが、活発なのは衛星形成後の一時期である。後者はかつて存在したクレーターの多い表面を消し去り、現在のチタニア表面にクレーターが比較的少ないという事実を説明することができる。その後のさらなる表面更新イベントによって、滑らかな平原が形成された可能性がある。別の説明としては、滑らかな平原は付近の衝突クレーターが形成された際に放出された物質が降り積もって形成されたというものがある。最も新しい内因性の活動は主に地殻変動的なものであり、これによって峡谷が形成されたと考えられる。実際に、これは氷地殻での巨大な割れ目として存在している。この地殻の割れ目は、チタニアが 0.7% 程度全球的に膨張することで形成される。

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出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/11/01 08:45 UTC 版)

「ウンブリエル」の記事における「表面の特徴」の解説

ウンブリエルの表面は天王星の衛星の中で最も暗く、似た大きさを持つ衛星アリエルの半分以下の光しか反射しない。アリエルのボンドアルベドが 23% であるのに対し、ウンブリエルは 10% と非常に低い。衛星表面の反射率 (幾何アルベド) は位相角が 0° の時は 26% だが、位相角がおよそ 1° になると 19% にまで低下する。これは衝効果と呼ばれる現象である。ウンブリエル表面はわずかに青っぽい色を示すが、ウンダクレーターなどに見られるような新鮮な明るい衝突放出物はより青っぽい色を示す。 公転の先行半球と後行半球で表面の非対称性が見られ、前者は後者よりも赤っぽい色を示す。天体表面が赤っぽい色を示すようになる原因としては、荷電粒子の衝突による宇宙風化作用（英語版）や、太陽系の年齢にわたる微小隕石の衝突が挙げられる。しかしウンブリエルに見られる色の非対称性はおそらく、天王星の外側の不規則衛星に起源を持つと思われる赤っぽい物質の降着によるものであると考えられる。この物質が主に先行半球側に降り積もることによって色の非対称性が発生する。ただしウンブリエルの表面は比較的一様であり、アルベドや色の大きな変化は見られていない。 これまでにウンブリエル表面に発見されている特徴としてはクレーターがある。ウンブリエルの表面は、アリエルやチタニアよりも多数の、大きいクレーターで覆われている。また地質学的活動の痕跡は最も少ない。天王星の衛星の中でウンブリエルよりもクレーターが多いのはオベロンのみである。発見されているクレーターは、小さいものは直径が数キロメートル程度、最大のウォコロは 210 キロメートルである。発見されているクレーターはどれも中央丘を持つが、光条を持つものは見つかっていない。 ウンブリエルの赤道付近には最も特徴的な地形であるウンダクレーターがある。このクレーターは直径が 131 キロメートルある。ウンダのクレーター底部には明るい物質で出来た大きなリングがあり、衝突時に発生した物質が堆積したものか、あるいは二酸化炭素の氷だと考えられている。明暗境界線に沿ってプヴェルとスキィンドというクレーターがあり、明るい光条は持っていないが明るい中央丘を持っている。ウンブリエルの形状の研究からは、直径がおよそ 400 km、深さがおよそ 5 km の非常に大きな衝突による地形がある可能性が指摘されている。 他の多くの天王星の衛星と同様に、ウンブリエルの表面は北東から南西方向に走る一連の峡谷によって区切られている。しかし画像の解像度が低いこととウンブリエルの表面の変化に乏しいことから、これらの峡谷は正式な地形としては認識されておらず、地形図を作成出来ていない。 ウンブリエルのクレーターの多い表面は、多数のクレーターが形成された後期重爆撃期以降ほとんど変化していないと考えられる。かつてのウンブリエルに内部活動があったことを示すわずかな兆候は、峡谷と暗い多角形状の地形のみである。後者は、差し渡し数十から数百キロメートルにおよぶ複雑な形状の暗い領域である。多角形状の地形はボイジャー2号による詳細な撮像観測によって発見されたものであり、おおむねウンブリエルの表面に一様に見られ、北東から南西方向に分布する傾向がある。多角形状の地形のいくつかは数キロメートルの深さの窪地と一致しており、形成直後の地質活動によって形成された可能性がある。 ウンブリエルがなぜ非常に暗い表面を持ち、比較的一様であるのかはまだ分かっていない。表面は天体衝突や爆発的な火山活動で放出された暗い物質による比較的薄い層で覆われている可能性がある。ウンブリエルの軌道周辺を漂う暗い物質によって表面が覆われているという説もあるが、ウンブリエル以外の衛星が影響を受けていないため可能性は低いと見られている。別の仮説として、ウンブリエルの地殻は全てが暗い物質で出来ており、そのためにクレーターが明るい光条を持たないというものがある。ただしウンダクレーターの内部に見られる明るい特徴の存在はこの仮説と矛盾する。