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| 軌道の性質 | |||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 平均公転半径 | 1,426,725,400 km | ||||||
| 離心率 | 0.05415060 | ||||||
| 公転周期 | 29年 167日 6.7時間 | ||||||
| 会合周期 | 378.1 日 | ||||||
| 平均軌道速度 | 9.6724 km/s | ||||||
| 軌道傾斜角 | 2.48446° | ||||||
| 衛星の数 | 31 | ||||||
| 物理的性質 | |||||||
| 赤道面での 直径 | 120,536 km | ||||||
| 表面積 | 4.38×1010 km2 | ||||||
| 質量 | 5.688×1026kg | ||||||
| 平均密度 | 0.69 g/cm3 | ||||||
| 表面重力 | 8.96 m/s2 | ||||||
| 自転周期 （赤道面） | 10時間 13分 59秒 | ||||||
| 自転周期 （極） | 10時間 39分 25秒 | ||||||
| 赤道傾斜角 | 26.73° | ||||||
| 反射能 | 0.47 | ||||||
| 脱出速度 | 35.49 km/s | ||||||
| 雲の最上層の 平均温度 | 93K | ||||||
| 表面温度 |
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| 大気の性質 | |||||||
| 大気圧 | 140 kPa | ||||||
| 水素 | >93% | ||||||
| ヘリウム | >5% | ||||||
| メタン | 0.2% | ||||||
| 水蒸気 | 0.1% | ||||||
| アンモニア | 0.01% | ||||||
| エタン | 0.0005% | ||||||
| ホスフィン | 0.0001% | ||||||
土星（どせい、Saturn）は、太陽系の太陽に近い方から6番目の惑星である。太陽系内で木星に次いで大きいガス惑星である。見た目の大きな特徴として、惑星の周りに明確に見える輪（環）がある。
| Table of contents |
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2 土星探査 3 土星の環 4 土星の衛星 5 関連項目 6 外部へのリンク |
物理的性質
木星に次いで太陽系で2番目に大きな惑星であり、直径は地球の約9.4倍、質量は約95倍である。しかし、土星は太陽系の中で一番密度が低く、平均密度は水よりも軽く約0.68となっている。そのため、仮に水に浮かべる事ができるとすれば、水に浮くことになる。実際には上層大気の密度が非常に薄く、中心部は水よりも重い物質で出来ている。
土星は明らかに上下に潰れて見え扁平である。赤道と極での直径は約10％も異なっている(120,536 km と 108,728 km)。これは土星の高速な自転と流動体の性質による。他のガス惑星も扁平ではあるが、土星ほどではない。
土星の内部は木星と似ている。中心に岩石の核を持ち、その上に液体金属水素の層、分子水素の層を持つ。様々な氷も存在している。土星の内部は高温であり、核では12000K に達し、土星が太陽から受けているよりも多くのエネルギーを放出している。このエネルギーのほとんどは、ケルビン・ヘルムホルツ不安定（ゆっくりとした重力による圧縮）により生成されていると考えられているが、これだけでは熱産生の全てを説明できないかもしれない。そのうちの一つに、ヘリウムの雨によるという説がある。それによると土星中心部の液体水素の中をヘリウムの水滴が落ちる際に生じる摩擦で、いくらかの熱が生成されていると考えられている。
土星の大気には木星と同じような帯が存在しているが、木星よりもぼんやりしており赤道面でより太い。ボイジャーにより観測されるまで雲のパターンの観測は困難であった。それ以降、地上の望遠鏡には常に土星の大気を観測できる程度に改善された。土星の大気は楕円形をしている以外は木星と良く似ている。1990年にハッブル宇宙望遠鏡が土星の赤道付近に大きな白い雲を観測した。これはボイジャーが観測した時点では見られなかったもので、1994年にもう一度小さい物が観測されている。
土星探査
パイオニア11号が1979年に初めて土星を訪れた。その後、ボイジャー1号、ボイジャー2号が訪れている。また1997年10月に打ち上げられたカッシーニが2004年に到着する予定である。
土星の環
土星の環は惑星の輪としては最もよく知られている物といえる。これは1610年にガリレオ・ガリレイによって初めて観測された。しかし、望遠鏡の性能が良くなかったために、ガリレオは土星は3つの構造が繋がってできている、と考えた。1612年に土星の向きが変わり地球から観測できなくなった。1613年に再び見えるようになり、ガリレオをさらに悩ませた。
土星の輪の謎は1655年にクリスティアン・ホイヘンスがガリレオよりも数段優れた望遠鏡で観測するまで解かれなかった。1675年にジョバンニ・カッシーニは土星の輪は間をあけた複数の輪で構成されていることを発見した。彼の名にちなんで一番外側の隙間にはカッシーニ間隙と名付けられている。
最近の望遠鏡や性能のいい双眼鏡を使えば土星の輪は普通に観測することができる。輪はシリカや酸化鉄、氷の粒子などで構成されており、粒子は細かい塵状のものから、小さな自動車程度の物まで様々である。土星の輪の起源については有力な説が2つある。一つは19世紀にエドワード・ロッシュが唱えた説で、土星の 衛星が土星に近づきすぎて潮汐力によって破壊されたというものである。この前提として、破壊された衛星に彗星や小惑星が衝突したとされている。もう一つはリングの構成物は元々衛星ではなく、土星形成時の星雲の成分がそのまま外に残った物という説である。土星の輪は数百万年も形状を維持できるほど安定していないため、この説は今日ではそれほど広くは受け入れられていない。
土星の衛星
土星には非常に多くの衛星が発見されている。現在でも正確な数はわかっていない。2000年に発見された12個と2003年に発見された1個を含めて全部で31個知られており、30個には名前が付いている。
| 名称 | 直径 (km) | 質量 (kg) | 平均軌道 半径 (km) |
軌道周期 | |
|---|---|---|---|---|---|
| パン | 20 | 不明 | 133,583 | 0.575 日 | |
| アトラス | 30 (40 x 20) | 不明 | 137,670 | 0.6019 日 | |
| プロメテウス | 91 (145 x 85 x 62) | 2.70×1017 | 139,350 | 0.6130 日 | |
| パンドラ (衛星) | 84 (114 x 84 x 62) | 2.20×1017 | 141,700 | 0.6285 日 | |
| エピメテウス | 115 (144 x 108 x 98) | 5.60×1017 | 151,422 | 0.6942 日 | 共有軌道 |
| ヤヌス | 178 (196 x 192 x 150) | 2.01×1018 | 151,472 | 0.6945 日 | |
| ミマス | 392 | 3.80×1019 | 185,520 | 0.942422 日 | |
| エンケラドゥス | 498 | 7.30×1019 | 238,020 | 1.370218 日 | |
| テティス | 1060 | 6.22×1020 | 294,660 | 1.887802 日 | 共有軌道 |
| テレスト | 29 (34 x 28 x 36) | 不明 | 294,660 | 1.887802 日 | |
| カリプソ | 26 (34 x 22 x 22) | 不明 | 294,660 | 1.887802 日 | |
| ディオネ | 1120 | 1.05×1021 | 377,400 | 2.736915 日 | 共有軌道 |
| ヘレネ | 33 (36 x 32 x 30) | 不明 | 377,400 | 2.736915 日 | |
| レア | 1530 | 2.49×1021 | 527,040 | 4.5175 日 | |
| タイタン | 5150 | 1.35×1023 | 1,221,830 | 15.94542 日 | |
| ヒペリオン | 286 (410 x 260 x 220) | 1.77×1019 | 1,481,100 | 21.27661 日 | |
| イアペトゥス | 1460 | 1.88×1021 | 3,561,300 | 79.33018 日 | |
| フェーベ | 220 | 4.00×1018 | 12,952,000 | 550.48 日 |