クエリ: 土星は地球の何倍の大きさ
文章: 土星 土星は、中心にこそ固体成分を占める核があるが、主要成分がガスであり外縁の境界が不明瞭なため巨大ガス惑星に分類される。自転によって惑星は扁球形状を持ち、極よりも赤道部分が膨らんだ扁平状になっているために、赤道半径と極半径の差はほぼ10%(60,268km 対 54,364km)にもなる。木星・天王星・海王星と言った太陽系のその他のガス惑星もやや扁平しているが、土星ほどではない。土星は太陽系で唯一水よりも30%ほど軽い。その中心核こそ水よりも重い比重を持つが、そのガス成分から平均では0.69g/cmである。体積は地球の764倍にもなるが、質量は95倍にとどまる。木星と土星の2つで、太陽系の惑星質量の92%を占める。 前項にて述べたように土星は巨大ガス惑星に分類されているが、木星と同じく、土星はすべてガスで構成されている訳ではない。惑星成分のほとんどを占める水素は、密度0.01g/cmを超えると非理想溶液となる。土星半径の99.9%部分においてこの密度に達する。惑星内部の温度・圧力・密度はいずれも中心に向かうに連れて高まり、内部に行くと水素は相を変えて金属様になる。 標準惑星モデルでは、土星内部は木星と同じく小さな岩石質中心核を水素やヘリウムなどの揮発成分が取り囲んでいると考えられる。この中心核の構造は地球と似ているが、より濃密な状態になっている。惑星の慣性モーメントの試算と、内部の物理的モデルを組み合わせる事で、フランスの天文学者 Didier Saumon とTristan Guillot が、惑星中心にある質量の塊をはじき出した。2004年に彼らは、中心核の質量は地球の9-22倍、その直径は約25,000kmと試算した。この核は濃い液体状の金属水素の層に覆われ、続けてその外側にヘリウムが飽和した水素分子の液体層があり、高度が増すにつれて気体へ相を変えてゆく。最も外側の層は厚さ約1000kmのガスの大気から成る。
文章: TRAPPIST-1e TRAPPIST-1eは地球の0.918倍の半径を持つ地球型惑星である。質量は2月の発表では、地球の0.62倍と推測されていたが、4月の発表では0.24倍となっている。また、半径と予想される密度から、重力は地球の0.74倍になると推定されている。主星のTRAPPIST-1からは約0.02817au(約421万km)離れておらず、これは太陽系で最も太陽に近い惑星水星までの距離(0.387au)の約13分の1しかない。しかし、主星のTRAPPIST-1が「超低温矮星」と呼ばれる、恒星の中でも最小級の分類に属されるため、主星から受ける熱やエネルギーはそれほど大きくないであろう。公転周期は約6日で、e:d=3:2、e:f=2:3という軌道共鳴の関係が見られる。 TRAPPIST-1eはTRAPPIST-1のハビタブルゾーン内に位置している可能性があるとされ、表面温度は251K(-22°C)で、地球より低いことになり、水が氷に凍ってしまう温度になるが、これは温室効果を全く考慮に入れない場合の値である。温室効果を考慮しない有効温度では地球も255K(-18°C)と表面に液体の水は存在できない温度となるが、実際の平均温度は288K(15°C)である。ゆえにTRAPPIST-1eも、地球の様な温室効果、もしくはアルベドの値による大気中の雲の量によっては表面に液体の水が存在する可能性がある。また自転と公転の同期が発生しているとすると、惑星の片面は常に恒星にさらされるため、氷が解けて海を形成しているかもしれない。この条件が整っている場合、生命が誕生している可能性も考えられる。しかし、自転と公転が同期していれば、惑星全体で昼側から夜側への強風が吹き、地球とは環境が大きく異っている可能性もある。地球にどれだけ組成が似ているかを示すESIの値は0.86である。 文章: 妖星ゴラス 1979年9月29日午後8時、土星探査の任務を負った日本の宇宙船JX-1・隼号が、富士山麓宇宙港から打ち上げられた。しばらくして、パロマー天文台は質量が地球の6,000倍あるという黒色矮星・ゴラスを発見したと発表する。隼号の艇長・園田は最もゴラスに近い位置にいることを鑑み、急遽その探査に任務を変更するが、超引力に飲み込まれ、引力圏内に捉えられてしまう。脱出不可能と判断した園田は「地球からの観測データは誤っている」と最後まで観測を続け、データを送信した隼号はゴラスへ衝突して大破し、クルー全員が殉職する。 隼号の遭難はクリスマスに湧く日本に衝撃を与え、最後に送信されたデータから導き出された「ゴラスは大きさこそ地球の4分の3だが、今の進路を保てば2年半後に地球に衝突する」という結論は、世界中に衝撃を与えた。 日本宇宙物理学会の田沢博士と河野博士は事態を危惧するが、政府も対策に本腰を入れようとせず、またこれを自分の問題として捉える人々も少なかった。隼号の姉妹艇JX-2・鳳号の若いクルーたちは「先輩たちに続け」と意気込むが、ゴラスの再観測が重要ゆえに打ち上げは莫大な予算を要するという現実に直面する。 文章: グランド・タック・モデル もし火星が地球や金星と異なる組成を持っている場合、火星の集積の大部分はグランド・タックによって形成された狭い円環状の物質の外で発生したはずである。グランド・タックで形成された円環内で成長する惑星は、最終的に同様の組成になる。火星を形成した惑星胚が比較的小さい間にグランド・タックが早期に発生したのであれば、小惑星が経験したのと同様に外向きに、その後内向きに散乱された場合、異なる組成を持つ火星が形成される。これが発生する確率はおよそ 2% である。 後の研究では、散逸していく円盤の中では木星と土星の収束していく惑星移動は 3:2 平均運動共鳴を起こせないことが指摘されている。初期の円盤の中では土星は速い runaway migration ではなく、より低速な移動を起こし、2:1 の平均運動共鳴に捕獲される。木星と土星の 2:1 平均運動共鳴への捕獲では一般に移動の方向は反転しないが、特定の円盤の配置では外向きの移動が駆動される可能性があることが分かっている。しかしこの配置の場合、木星と土星の軌道離心率はそれぞれ現在の2倍と3倍大きな値に励起してしまう傾向がある。また円盤の温度と粘性が、土星が深いギャップを形成できるような値であった場合、惑星にかかる合計のトルクは負の値になり、系全体が内側へ移動してしまう。 グランド・タック・モデルでは、木星と土星の進行中の質量降着は無視している。実際には、2つの惑星の外向きの移動を駆動して現在の軌道まで移動させるには、原始太陽系星雲は2つの惑星の軌道の周りに十分な量のガスを保持している必要がある。しかしそのようなガスは惑星への降着源となり、木星と土星の質量、および両者の質量比に影響を及ぼす。木星と土星が 3:2 の平均運動共鳴に捕獲されるために必要な円盤の密度は、2つの惑星が生き残るためには特に危険である。これは、木星と土星の著しい質量の成長と、その後の惑星同士の重力散乱を引き起こす可能性があるからである。しかし、両者が 2:1 の平均運動共鳴に捕獲されるような円盤の条件もまた惑星を危険に晒す。両惑星へのガスの降着によってギャップの内側の円盤への供給が減らされ、太陽への物質の降着率が低下する。この過程によって木星軌道の内側の円盤が枯渇し、内部リンドブラッド共鳴によって木星にもたらされるトルクが弱くなるため、惑星の外向き移動が終わってしまう可能性がある。 文章: TrES-4 TrES-4は、直径が木星の1.7倍以上ある、最大級の太陽系外惑星の一つである。TrES-4よりも直径の大きいものにはWASP-12b、WASP-17b、カメレオン座CT星b(英語版)、おおかみ座GQ星b(英語版)などがある。食検出法によってローウェル天文台で2006年に発見され、2007年に公表された。ヘルクレス座の方向に、地球から1400光年の位置にある。 TrES-4は主星の周りを3.543日に一度公転し、食を起こす。木星の0.919倍の質量であるが、直径は1.799倍であるため、平均密度は0.333g/cmしかなく、土星の衛星であるメトネとほぼ同じである。そのため発見時は、知られている中で最も直径が大きく最も密度の小さい惑星であったが、2009年5月1日にWASP-17bが発見されたために記録を超えられた。 TrES-4の軌道半径は約730万kmで、表面温度は1300°Cと推定されているが、TrES-4がなぜこれほど大きいのかは現在分かっていない。 文章: ティコ・ブラーエ 物理的には、ティコは地球は動き続けるためには遅く、重すぎると考えた。当時受け入れられていたアリストテレス物理学に従うと、天空(the heaven、その動きと周期は継続的であり永続的である)はエーテル(または第5元素、quintessence)から作られていた。この物質(substance)は地球上には存在しないが、軽く、強固で、変化せず、自然状態は円運動をしているものであった。対照的に、地球および地球上の物質は重く、自然状態では静止している物質で構成されているものであった。従ってティコは、地球は「動き難い」物体("lazy" body)であり、たやすく移動させられないものであると主張した。ティコは日々太陽や星々が昇りそして沈むことはコペルニクスが主張するように地球の自転によって説明することも可能であると認めていたが、なお このような高速の運動を、極めて重く、密度が高く、不透明である地球に帰属させることはできない。それは空そのものの動きに由来するのである。その形状、精緻さ、そして不変性は、永続的かつ高速の運動により適うものである。 としていた。 星に関する事項について、ティコはまた、もし地球が太陽の周りを周回しているならば、半年間の間に地球の位置変化によって恒星に対する角度が変化し、年周視差が観測可能なはずだと考えた(この年周視差は実際に存在する。しかし、それはあまりにも小さく、1838年にフリードリヒ・ベッセルがはくちょう座61番星に0.314秒角の視差を発見するまで検出されなかった。)。実際の観測で恒星に年周視差が観測されないことについてのコペルニクス派の説明は、地球が公転で移動する距離をほとんど無意味にするほど恒星が地球から遥か遠方に存在するためであるというものであった。しかし、ティコはこの説明が別の問題を引き起こすことを指摘した。それによれば、星々は肉眼で小さく見えているが、ベガのようなより目立つ星々はかなり大きく、より小さなポルックスのような星々よりも大きく見え、ポルックスもその他の多くの星々よりは大きく見える。ティコは典型的な恒星の大きさが1分角であり、より目立つ星々はその2倍から3倍の大きさであると確信していた。彼はコペルニクス派の天文学者クリストフ・ロスマン(英語版)に宛てた文章で、基本的な幾何学を用いてこの検出不能な年周視差を仮定すると、コペルニクス体系における星々までの距離は太陽から土星までの距離の700倍以上でなければならないことを示した。さらに、それほど遠い星がなお実際に空に見えるような大きさで観測されるためには、平均的な星々の大きさが超巨大-少なくとも(コペルニクス体系における)地球の軌道よりも大きく、もちろん太陽よりも遥かに巨大であると想定するしかないことを示した。またティコは、最も大きな星々はそれよりもさらに大きくなければならないこと、そして年周視差が誰もが考えるよりもさらに小さいとすれば、星々はさらに遠くにあることになり、それを認めるならば星々の大きさは際限なく大きく想定しなければならないことを指摘した。そしてティコは 文章: フォーマルハウトb フォーマルハウトbが惑星だと仮定した場合、その質量は不定性が大きい。赤外線で検出されなかったことから、フォーマルハウトbの質量は木星質量の3倍未満、あるいは2倍未満との上限値が与えられた。しかし質量の下限値は、不明確なフォーマルハウトbの詳細な性質や惑星周辺の環境、フォーマルハウト系にその他の惑星質量天体が存在するかどうかに依存する。フォーマルハウトbがフォーマルハウト周りの塵の円盤の構造を形成しているとするモデルでは、質量は木星の0.5倍であることが示唆される。またフォーマルハウトbが微惑星の群れに取り囲まれていることを仮定するモデルでは、推定される質量は地球質量の10-100倍とより小さな質量の推定値が与えられる。もし惑星が1つではなく、2つの羊飼い惑星が共に塵の円盤を幅の狭い環状の構造に保っているのであれば、これらの惑星の質量は火星の数倍から地球より重い程度であると考えられる。 フォーマルハウトbが木星や土星のような巨大ガス惑星である場合、主星自身が形成された数百万年後に形成されたと考えられるため、年齢はおよそ4億5000万年となる。惑星ではなく一時的な塵の雲であるとした場合はその年齢は極めて若いはずであり、この数世紀の間に形成された可能性もある。 文章: ケプラー16b ケプラー16bは、質量が木星の0.333倍、半径が0.7538倍と推定されている。およそ土星サイズの天体であるが、ほとんどがガスで構成されている土星や木星とは異なり、半分がガス、半分が岩石で構成されていると考えられている。 ケプラー16の光度変化と連星系の軌道を厳密に測定することによって、ケプラー16系の恒星と惑星の半径と質量は極めて高い精度で測定することが可能である。発見チームのリーダーであるSETI協会のローランス・ドイルは「私は、この太陽系外惑星の測定は最高のものであると考えています。」と話す。例えば、惑星の半径は0.3%以下の精度で求まっているが、これは2012年4月現在、どの惑星よりも厳密な精度である。 文章: 水星の植民 水星は月より大きく(水星は直径4879km、月は3476km)、鉄のコアのせいで高い密度も持っている。その結果、水星の表面重力は0.377gで月(0.1654g)より大きく、火星の表面重力と同じぐらいである。長期にわたり低重力に晒されることにより人間の健康に問題があることが判っているため、この観点からは、水星は長期間の人間の居住地として月よりはよい。 文章: マサースキー (小惑星) マサースキー は、小惑星帯にある小惑星である。1981年にローウェル天文台地球近傍天体捜索 でエドワード・ボーエルが発見した。アメリカ地質調査所の惑星地質学者で多くの宇宙計画に貢献したハロルド・マサースキーにちなんで命名された。 2000年1月23日、土星探査機カッシーニがマサースキーをフライバイし(最接近距離は160万km、地球から月までの約4倍)、マサースキーの大きさが 1520 kmであることを示した。 マサースキーの軌道はS型小惑星で構成されたエウノミア族に属している。カッシーニの観測結果はその成分に疑問を抱かせるものであったが、後に地球からの観測でそのスペクトルがS型であることが確認された。 文章: ケプラー36c ケプラー36cは、質量が地球の8.08倍、半径が地球の3.679倍もある。表面の重力は地球のほぼ6割である。この数値から、ケプラー36cは海王星サイズのガス惑星であるとされている。平均密度は0.89g/cmであり天王星より低密度で、土星よりは高密度である。 ケプラー36cの表面の組成は水素やヘリウムから成り、氷は含まれていないという事を除けば、天王星や海王星と酷似しているとされている。メタンが存在していれば、見た目の色は海王星と同じく青色になるとされている。 文章: タイタン (衛星) タイタンは地球上における15日と22時間で土星を公転している。タイタンは自転と公転の同期のために、恒久的に同じ面を土星に向けており、土星に対して潮汐固定を起こしている。 主惑星との潮汐相互作用により多くの衛星の自転公転周期が一致しているが、タイタンにおいても自転周期と公転周期は同期している。 このため、タイタンの表面上にはsub-Saturnian point(土星直下点の意)と呼ばれる、土星がいつも天頂に見える地点がある。タイタンの経度は、この地点を通る子午線から西向きに測定される。離心率は0.0292で、軌道は土星の赤道から0.306度傾いている。地球から見ると、タイタンの土星からの角距離は土星半径の約20倍(120万 km強)である。 文章: ケプラー22b 惑星の半径は地球の約2.4倍であり、これは海王星の半分ほどである。2011年現時点ではその質量や表面の組成までは分かっていないが、荒い見積もりでは標準偏差3σで最大で地球の124倍、1σでは最大で36倍と推測されている。 この見積もりから考えると、惑星は最大で地球の35倍ほどの天王星型惑星である可能性が高いと推測される。しかし、"ベストケース"として地球の10倍ほどのスーパー・アースである可能性も残されている。仮に35倍とした場合、表面重力は地球の6.1倍、平均密度は14.9g/cmとなる。 実際の質量に応じて、この惑星が岩石中心の惑星なのか、それとも液体や気体が大半を占めている惑星なのかは変わってくる。いずれにせよ惑星は地球より大きいので、地球とは異なる様相を持つと考えられる。小さな岩石のコアを巨大な海が覆う海洋惑星である可能性も存在する。生命の可能性により、この惑星は地球外知的生命体探査 (SETI) のターゲットとして注目を集めている。 文章: ケプラー138d ケプラー138dは主星のケプラー138からの軌道長半径が 0.1288 au(約1930万 km)の軌道を約23日で公転している。ケプラー138系の3つの惑星では軌道が共鳴している可能性があり、bとdは9:4、cとdは5:3で共鳴しているとみられている。 2014年にケプラー138dの存在を確定させた研究グループらは当初、ケプラー138dの質量は地球の1.01倍、半径は地球の1.61倍であると発表した。この質量は、当時、主星の手前を通過することが知られていた太陽系外惑星の中では最も小さな値であった。地球よりもやや大きい半径を持つにも関わらず、質量は地球とほとんど差が無いことから、密度を計算すると木星とほぼ同程度である 1.31 g/cm と求められた。これはケプラー138dが金属や岩石で構成された地球のような地球型惑星やスーパーアースとは異なり、木星や土星のようなガス惑星の組成を持っていることを意味しており、半径の17%以上が気体状の外層で覆われている可能性が示された。太陽系で最も小さなガス惑星である海王星でも地球の4倍弱の半径があり、この大きさでは原始惑星系円盤内のガスを大量に集積することができるほどの重力を持っていないはずなので、仮にケプラー138dが本当にガス惑星であった場合、従来の惑星形成理論を大きく覆すことになるため、ケプラー138dは注目を集めることになった。 その後の研究でケプラー138dの物理的パラメーターは何度も改められたが、いずれも求められる密度は地球の半分以下であり、ケプラー138dには水素や水といった低質量の物質が多分に含まれる天体、もしくは非常に厚い揮発性のある物質の大気層が存在している天体であるという結論になっていた。ケプラー138dの内側を公転しており、半径は似通っているが密度が地球と同程度かやや大きいと見積もられていたケプラー138cとこれほど大きな差が出た原因として光蒸発に起因しているという仮説が立てられていた。 文章: 火星 火星は地球型惑星に分類される、いわゆる硬い岩石の地表を持った惑星である。火星には海が無く、酸化鉄(赤さび)を大量に含む赤い地表が広がっている。半径は地球の約2分の1、質量は地球の約10分の1であり、火星の地表での重力の強さは、地球の40パーセントほどである。火星の表面積は、地球の表面積の約4分の1であるが、これは地球の陸地の面積(約1.5億平方キロメートル)とほぼ等しい。火星の自転周期は地球のそれと非常に近く、火星の1日(1火星太陽日、1sol)は、24時間39分35.244秒である。また、地球と同じように太陽に対して自転軸を傾けたまま公転しているため、火星には季節が存在する。 地球や金星と比べて火星の質量は小さい。太陽系の惑星移動のモデルであるグランド・タック・モデルによると、木星は火星形成前に一度火星軌道程度まで太陽に近づき、のちに現在の軌道に落ち着いたとしている。その際、火星軌道付近の微惑星がはじき飛ばされ枯渇してしまったため、火星が大きく成長できなかった可能性を示唆している。 火星の大気は希薄で、地表での大気圧は約750Paと地球での平均値の約0.75パーセントに過ぎない。逆に大気の厚さを示すスケールハイトは約11キロに達し、およそ6キロである地球よりも高い。これらはいずれも、火星の重力が地球よりも弱いことに起因している。大気が希薄なために熱を保持する作用が弱く、表面温度は最高でも約20°Cである。大気の組成は二酸化炭素が95パーセント、窒素が3パーセント、アルゴンが1.6パーセントで、ほかに酸素や水蒸気などの微量成分を含む。ただし、火星の大気の上層部は太陽風の影響を受けて宇宙空間へと流出していることが、ソビエト連邦の無人火星探査機のフォボス2号によって観測されている。したがって上記の火星の大気圧や大気組成は、長い目で見ると変化している可能性、そして今後も変化していく可能性が指摘されている。 文章: プロキシマ・ケンタウリc プロキシマ・ケンタウリcは主星プロキシマ・ケンタウリから遠く離れた軌道を公転しているため、地球から見たプロキシマ・ケンタウリからの距離は最大で 1.14 ± 0.06 秒角になるとされており、太陽系に最も近い、直接観測が可能な太陽系外惑星になる可能性が期待されている。 プロキシマ・ケンタウリcを直接観測すると想定よりも明るく、これは主星から来る光を反射する塵円盤や巨大な環が存在することを示唆している。惑星のみから反射している光の場合、その惑星は木星の5倍という大きさになってしまうためである。プロキシマ・ケンタウリcは土星よりも小さな惑星であるが、環は土星の環より大きいとされている。それらの存在を確認するにはハイスペックの望遠鏡による観測が必要となる。 しかし、天文学者の中にはこの環の存在について懐疑的な者もいる。