Neptune (Miner and Wessen)

第１章　海王星の発見

1.1 天王星の発見

1.2 天王星の軌道のゆらぎ

1.3 Urbain Jean Joseph Le Verrier (1811-1877)

1.4 John Couch Adams (1819-1892)

1.5 探索

1.6 共同発見者

第２章　太陽系における海王星の位置

2.1 最後の巨大惑星

2.2 地球型惑星と巨大惑星

2.3 海王星の起源

外惑星の起源には、以下の２つの考え方がある。

• 2.3.1 集積モデル：原始惑星→惑星。惑星形成時間が長くなりすぎるなどの欠点がある。
• 2.3.2 巨大原始惑星モデル：すべての惑星が中心星と同じ組成の原始惑星から始まる。しかし、その後の進化をうまく説明できない欠点がある。

第３章　海王星の環に関する考察

3.1 環の探索のための遠方の星

3.2 Villanova のチームによる観測

3.3 環によるもっとはっきりした掩蔽

第４章　Voyager 以前の他の海王星の観測

4.1 海王星の内部

4.1.1 Voyager 以前のモデル

内部構造に関係する重要な問い４つ

(1) バルク組成は？ (2) 大気組成は？それと内部組成の関係は？ (3) 内部はどのくらい分化しているか？ (4) 内部からどのくらい熱が来ているのか？

元素の太陽存在度

数の多い方から１０個挙げると、H, He, O, C, Ne, N, Mg, Si, Fe, S

惑星内部の元素存在度

多くの内部構造モデルでは、元素を３つのカテゴリに分ける

• gas(G) : H, He
• ice(I) : water(H₂O), methane(CH₄), anmonia(NH₃), H₂S
• rock(R) : Mg, Si, Fe の化合物

海王星内部での I 成分と R 成分の中での相対存在度は太陽と同じと仮定されることが多い。

I/R 比

I/R 比は、最大で 3.5（太陽存在度）、最小で 0.6（C が CO になってしまうために H₂O が少なくなる場合。N は N₂ になると考える）くらい。

D/H 比問題

D/H 比は I 成分が凝縮するときに I 成分で上がる。海王星ができた後で、I 成分と G 成分で同位体のやりとりがあれば、大気中でも D/H 比が高くなるはず。ところがそうはなっていない。I 成分が凝結するときに平衡にならなかったか、G 成分と I 成分の間が平衡にならなかったか、G 成分のある部分が後で失われたか。

内部構造モデル

G, I, R ３層モデルではうまくいかない。Zharkov and Trubitsyn は、I 成分と R 成分が一様に混ざった２層モデルの方が良いとした。

4.1.2 自転周期

星の左右での Doppler shift の差を測る

星が小さいので観測困難。Moore and Menzel (1928) によると 15.8±1 hours。Hayes and Belton (1977) によると 22±4 hours。

光度変化を用いる（大気の雲によると解釈）

雲は変化するので解釈が難しい。Brown et al (1981) によると 17.95 hours。

雲の動きを直接見る

CCD が出てきて可能になった。

4.1.3 形状の扁平率 (polar flattening)

4.1.4 内部熱

1. bolometric Bond albedo：地球から観測すると、ほとんど太陽の方向からしか見ていないことになるので、geometric albedo しかわからない。Harris (1961) の理論によると、(Bond albedo)/(geometric albedo) = 1.65 (for visual wavelengths)。これを用いると、visual Bond albedo = 0.84 for Neptune, 0.93 for Uranus。
2. 惑星からの赤外放射：地球からの遠赤外の観測は困難。

困難はあるものの、観測の結果、内部から来る熱は、太陽から受け取る熱の 2-4 倍に達することがわかってきた。内部で重力分化が起こっているのかもしれない。

4.2 海王星の大気

4.2.1 化学組成

4.2.2 温度

(1) 掩蔽観測

掩蔽からは、直接的には密度の高度分布がわかる。温度が高いと密度の高度依存性が緩くなるはずだし、温度が低いと密度が高度にしたがって急に減少するはず。これを利用して温度を推定する。わかるのは 1 microbar レベルのあたりで、温度は 120-160 K であることがわかった。

(2) 海王星からの放射の波長依存性

複雑なモデリングが必要。Voyger 以前のモデルでは、0.2 bar level で温度が極小で 53-55 K、それより下では深くなるにつれ温度が増加し、1 bar では 70-80 K (Fig. 4.3)。

以下で議論するように、haze や clouds があると話が変わる。

4.2.3 エアロゾル

光化学反応でメタンからエタンやアセチレンができて、それが凝縮して haze になることが期待される。1-100 mbar レベルでそれが起きてよさそう。

4.2.4 雲とその運動

1970 年代後半から、地表観測でも雲が見えるようになってきて、いろいろな変化があることがわかってきた。１日の長さが約 18 時間であることがわかり (Fig.4.6)、帯状風の速さが少なくとも 109 m/s であることがわかった。

約１０年周期の変化もあるみたいで、太陽周期と逆相関しているかもしれない。

近赤外で数ヶ月続く outbursts も観測された。これは、高い高度での雲の形成によると解釈された。

4.3 トリトンの大気と表面

1988 年以前は、メタンと窒素の薄い大気があると思われていた（近赤外の観測と熱力学計算から）。

Voyager 以前の観測から推定されたトリトン表面のイメージのひとつ：液体窒素の湖があって、メタンや水の氷が浮いている。

4.4 海王星の磁気圏

4.4.1 海王星の距離での太陽風

4.4.2 磁気ボーデの法則の海王星への応用

第５章　Voyager の冒険譚

5.1 カリフォルニア工科大学ジェット推進研究所 (JPL)

宇宙工学は、ロシアの Konstantin E. Tsiolkovsky (1857-1935) に始まる。アメリカでは Robert H. Goddard (1882-1945) が続く。さらに、Caltech では Theodore von Kármán が宇宙工学をはじめた。やがて 彼の研究所は Jet Propulsion Laboratory (JPL) と名付けられる。戦後、アメリカのロケット開発は、Werner von Braun (1912-1977) が率いた。JPL は Caltech が運営しているが、1958 年からは NASA の一機関という位置づけも与えられる。以後、アメリカの宇宙探査の中心となる。

5.2 外惑星へのグランドツアーの提案

5.3 NASA の予算に合わせるためにスケールダウンして Voyager ミッションに

5.4 Voyagers 1 と 2 の打ち上げ

5.5 途中で発生したトラブル

5.6 ボイジャーのチーム

5.7 ボイジャーの目と耳

名称	内容	海王星での科学的目的
RSS (Radio Science Subsystem)	直径 3.66 m のパラボラアンテナ。地球との通信に用いる。 科学観測にも用いる。 X-band (波長 3.6 cm) と S-band (波長 13 cm）。	掩蔽によって、大気や電離層を調べる。掩蔽や散乱で環を調べる。 重力を調べる。
ISS (Imaging Science Subsystem)	slow-scan vidicon camera。高分解能 narrow-angle camera と 低分解能 wide-angle caera。800×800 pixels。	大気の組成と風。環の分布。衛星表面と自転。他の機器の調整。
IRIS (InfraRed Interferometer Spectrometer and radiometer)	中間赤外 (55-4μm) のマイケルソン干渉計と可視・近赤外 (2-0.33μm) の放射計。視野角 0.25°	大気の鉛直温度構造。H,He の存在度。エネルギー収支。
UVS (UltraViolet Spectrometry)	波長 0.05-0.17μm。回折格子で波長分解。	下層大気の散乱。大気組成の鉛直分布。水素コロナの分布。夜の airglow とオーロラ。環による散乱と光学深さ。環からの放射。
PPS (PhotoPolarimetry Subsystem)	カセグレン式望遠鏡に光電 photometer を付けたもの。開口が４通り、色フィルタを３通り、偏光フィルタを４通りに変えられる（本当は８通りずつ変えられるはずだったが、海王星に着いたときにはこれしかできなくなっていた）。	雲粒子の鉛直分布。雲粒子とリング粒子の散乱・偏光特性。大気の光学的深さ。Bond albedo の決定。掩蔽を使って環の光学的特性を決定。
PRA (Planetary Radio Astronomy)	10 m のアンテナ２本。低周波バンド 1.2-1228 kHz (波長 250-0.24 km)、高周波バンド 1.228-40.5504 MHz (波長 240-7.4 m)。	デカメートルからキロメートル帯での電波放射。磁場に関係した電波放射の検出。電波放射と衛星との関係。プラズマ共鳴。雷。
PWS (Plasma Wave Subsystem)	PRA と同じアンテナを 7 m のダイポールアンテナとして用いる。スペクトル分析器と広帯域波形受信機からなる。	粒子・波動相互作用。磁場と衛星の相互作用。プラズマ流による電場の測定。プラズマ密度の測定。雷による低周波電波。
MAG (MAGnetometer)	高磁場磁力計 (HFM) ２つと低磁場磁力計 (LFM) ２つ。LFM は探査機から離した腕の先で測定。HFM は ±5 Oe と ±20 Oe の２つのレンジ。LFM は ±8.8×10-5 Oe から ± 6400×10-5 Oe までの８つのレンジ。	磁場計測。磁気圏の構造とダイナミクス。太陽風の磁気圏の相互作用。衛星と磁気圏の相互作用。太陽風。
PLS (PLasma Subsystem)	Faraday cup プラズマ検出器２つ。地球向きセンサーにはさらに３つの開口がある。10-5950 eV の１価の粒子を検出する。	太陽風中の高エネルギー粒子。磁気圏内の荷電粒子の組成や源など。荷電粒子と環、衛星との相互作用。銀河宇宙線の証拠。
LECP (Low Energy Charged Particle)	２列の検出器からなる。１つは LEMPA (Low Energy Magnetospheric Particle Analyzer) で 10-15 keV といった低エネルギー粒子まで観測。もう１つは LEPT (Low Energy Particle Telescope) で、0.1-500 MeV のイオンの電荷とエネルギーの分布を観測。
CRS (Cosmic-Ray Subsystem)	３つの望遠鏡システム。１つ目は、HET (High Energy Telescope) system で、電子とイオンのエネルギーを測定。２つ目は LET (Low Energy Telescope) で、宇宙線粒子の３次元流パターンを測定。HET と LET で 1-500 MeV をカバー。３つ目は TET (The Electron Telescope) で、5-110 MeV の電子のエネルギースペクトルを観測。

第６章　海王星に行く前のボイジャーの成果

6.1 巨大惑星木星

6.1.1 木星大気

1. 雲頂より上の大気は水素とヘリウム。水素 100 g : ヘリウム 26±5 g（今では 23.4±0.5 g）。
2. 大赤斑と白斑は高気圧性回転。
3. 帯状風の縞々が大気を特徴付ける。
4. 帯状風の縞々パターンは極域まで広がっている。
5. 大赤斑と帯状風の相互作用は複雑。
6. 雷と、それに起因する whistler 放射。
7. 成層圏が存在。110mbar で 110K、10mbar で 160K。
8. 極域に紫外光を吸収する haze がある。
9. アセチレンとエタンがあって、時間と緯度で量が変化。
10. 極域夜側で可視と紫外の放射。イオ付近でできた荷電粒子が磁力線に沿って木星に降ってきたのが原因だろう。
11. 昼側全体から強い紫外放射。スケールハイトが大きいことから、高層の温度は 1000 K を超えていると考えられる。

6.1.2 木星の環

1. 細かい粒子からなる環の存在。主要部分は雲頂から 51,000-57,000 km 上。
2. 淡い環の広がりは、雲頂から 20,000-109,000 km 上。
3. 粒子サイズは典型的には a few ミクロンで、光はだいたい前方に散乱される。

6.1.3 木星の衛星

1. 新発見の衛星２つ：Metis (～40km) と Adrastea (15-25km)。
2. Amalthea は不規則形状の衛星で、大きさ 150-270 km、赤い。表面はおそらく Io からの硫黄で汚れている。
3. Amalthea と Io の軌道の間に Thebe 発見 (～100km)。
4. Io の９箇所で連続的な火山噴火を発見。4 ヵ月後、Voyager 2 が行ったときも、そのうち少なくとも７箇所で噴火が継続していた。
5. Io の表面には衝突クレーターが無くて非常に若い。表面には硫黄とその化合物の色が付いている。
6. Io の表面の少なくとも２箇所に高温のスポットがある。
7. Io には、SO₂ の薄くておそらく一時的な大気がある。
8. Europa の表面は滑らかであまり衝突クレーターが無い。氷の下には深い海があるかもしれない。
9. Europa には明暗の交差する縞がある。応力が働いた痕跡だろう。
10. Ganymede の表面は変化に富む。明暗あり、クレーターの多寡あり。
11. Ganymede の表面には平行な山谷の組が多く見られる。
12. Callisto は衝突クレーターで覆われ、地質活動は低調。
13. ４大衛星の大きさと質量がわかった。木星から離れるにしたがって密度が低下する。

6.1.4 木星の磁気圏

1. 木星と Io をつなぐ磁束には 100 万アンペアを超える電流が流れている。
2. Io の軌道のところに S, O イオンを含むトーラスができている。紫外光を放射し、温度は 100,000 K にまでなる。
3. Io の軌道と木星の間には冷たい（磁場と一緒に回る）プラズマがある。硫黄、二酸化硫黄、酸素は Io 起源。
4. 太陽側の磁気圏界面の位置は、太陽風の強さに応じて、木星中心から 50-100 R_J くらいの範囲で変わる。
5. 磁気圏の外側のほうに熱いプラズマがある。H, O, S イオンからなる。
6. 木星からは低周波の電波が出ている。緯度によって違う。
7. 磁気圏と Ganymede の間には複雑な相互作用がある。
8. 惑星の裏側 25 R_J くらいから、磁力線は閉じずに尾を引く。
9. 磁気圏尾部は土星軌道を越えて伸びていそうだ。

6.2 宝石惑星土星

6.2.1 土星の大気

1. 雲頂より上の大気は水素とヘリウム。H 100 g : He 22±4 g。
2. 太陽からもらうエネルギーの 1.82±0.09 倍のエネルギーを放出している。
3. 楕円形の雲は高気圧性回転。極から 45°の範囲に限られる。
4. 明暗の縞の中央あたりで帯状風が極大／極小になる。
5. 帯状風は南北対称。これは、深い対流があることを示唆している。
6. 成層圏がある。100 mbar で 80 K、10 mbar で 140 K。
7. 極域で紫外放射。太陽風粒子起源のオーロラによるもの。
8. 低緯度でも紫外放射。昼側でしか見られないので dayglow と呼ばれる。ちゃんとした原因はわかっていない。
9. 水素のスケールハイトが大きいことから、上層大気の温度は 600-800 K。

6.2.2 土星の環

1. 土星の環の半径方向の構造は複雑。
2. D ring は、C ring の内縁から雲頂の上 3200 km まで広がっている。
3. G ring の画像が得られた。Janus と Mimas の軌道の間にある。
4. F ring には編まれたような構造がある。羊飼い衛星 Prometheus と Pandora との相互作用によるものだろう。
5. おおむね衛星との軌道共鳴の位置に、楕円形の環や不連続が環が発見された。
6. B ring の外縁は楕円形で、短軸が Mimas の方を向いている。[吉田注：B ring の外側で A ring との間が Cassini の間隙で、Mimas との共鳴と関係している。]
7. spiral density waves, spiral bending waves は衛星との相互作用によってできている。
8. A ring の外縁の厚さは 10 m 以下。一般に環は薄い。
9. 環の粒子サイズは a few ミクロンから数十メートル以上までに亘る。
10. B ring の外側半分にはミクロンサイズ粒子による spokes がある。部分的には土星磁場が駆動しているようだ。

6.2.3 土星の衛星

1. 新衛星４つ発見：Pan, Atlas, Prometheus, Pandora。
2. 衛星の大きさの決定。そのことにより密度の決定。
3. Tethys, Rhea, Titan, Iapetus, Mimas, Enceladus の質量がより正確に。
4. Mimas 上に巨大クレーター Herschel を発見。
5. Enceladus の表面は他の土星の衛星よりも新しい。
6. Tethys 上に巨大クレーター Odysseus と 大渓谷 Ithaca Chasma を発見。
7. Dione の表面は縄のような地形と albedo の明瞭なコントラストで特徴付けられる。[吉田注：縄 (wisps) は、Cassini の観測によって、氷の崖であることがわかった (Wikipedia : Dione(moon) より)]
8. Rhea の後側半球には、暗い中に明るい縄のような地形が見られる。
9. Titan の直径は 5,150±4 km。太陽系の中では Ganymede に次いで大きな衛星。
10. Titan の大気圧は 1.6 bar 表面温度は 95±1 K。
11. Titan の大気は 90 % が窒素 (N₂)、次いでメタン。
12. Titan の表面の大部分を液体のエタンの海が覆っているらしい。液体メタン、液体窒素もありそう。
13. main haze layer は高度 200 km まで広がっている。さらにその上にも切れ切れに 500 km にわたって haze layers がある。
14. main haze layer の粒子の平均径は 1μm。
15. Hyperion の表面は古くて不規則。Titan との重力相互作用で不規則に回転。
16. Iapetus の表面は、前側半球が非常に暗い。
17. Phoebe の自転周期は９時間。たぶん捕獲された小惑星。

6.2.4 土星の磁気圏

1. キロメートル電波放射が 10.657 h おきに出ている。これはおそらく土星の磁場の自転周期。
2. 土星の磁場は双極子型で tilt が小さい。表面での強さは 0.21 Oe。
3. 太陽側の磁気圏の広がりは約 22 R_S。太陽風の強さによって変わる。
4. Rhea 軌道より内側の inner torus は１価の水素と酸素イオンからなる。これらは Dione と Tethys の氷の sputter 起源だろう。
5. innter torus の外縁付近に hot ion 領域がある。
6. H, He, C, O イオンの厚いプラズマシートが Titan 軌道付近まで広がっている。

6.3 ぼやけた青いテニスボール天王星

6.3.1 天王星の大気

1. 一番上の雲層はメタンで、1.2 bar レベル。
2. 雲頂より上の大気は水素とヘリウム。H 100 g : He 26.2±4.8 g。
3. 雲底付近で、メタンが水素に対して太陽存在度の２０倍に濃縮している。
4. 太陽から受ける輻射と放射する輻射がバランスしている。すなわち、内部からの熱がほとんどない（全体の 12% 以下）。
5. ビデオ画像から、ばらばらの雲は少しだけ。そこから、prograde zonal 風速は南緯20度で 0m/s、南緯60度で 200m/s、南極で 0m/s。
6. 電波観測から、赤道の風速は retrograde で 100m/s 程度。
7. 成層圏があって 0.1bar で 52K、0.001bar で 70K。
8. 大気超高層で水素のスケールハイトは大きく、温度にして 800K。この大気はリング粒子に対して大きな抵抗を及ぼしている。
9. 昼側から electroglow と呼ばれる紫外放射がある。あまりよく理解されていない。

6.3.2 天王星の環

1. 細い環の撮像ができた。
2. Lambda と 1986U2R という２つの環が見つかった。
3. 環の細かい構造が撮像できた。
4. Epsilon 環には 1-10 cm サイズの粒子が無いようだ。
5. リング粒子のアルベドは極めて低い。たぶんメタン氷に高エネルギー陽子が当たったせい。
6. Voyager 2 が環を通過したときには、１秒間に 40 個の粒子が衝突した。

6.3.3 天王星の衛星

1. 環と Miranda の軌道の間に１０個の新衛星を発見。径は 26-154 km。
2. 衛星 Cordelia と Puck の表面が観測できた。
3. 大きな６つの衛星の geometric albedo がわかった。Puck で 0.07、Ariel で 0.40。
4. Puck は小さい割に丸い。衝突クレーターがある。
5. Oberon には地質活動の証拠が無い。
6. Titania は最大の衛星で、表面には割れ目がたくさんある。
7. Umbriel の表面はだいたい暗い。明るい場所はあまりない。
8. Ariel には氷が流れた跡があり、多重割れ目がある。
9. Miranda には coronae と呼ばれる四角い領域がある。内部の不完全な分化によるものかもしれない。

6.3.4 天王星の磁気圏

1. 17.24±0.01 h 周期の左手偏光の信号。この周期は内部の自転周期を反映しているのであろう。
2. 磁場の自転軸からの tilt は 58.6°、中心からのずれは 0.3 radii に及ぶ。
3. 磁気圏の太陽側への広がりは 18 R_U。
4. 磁気圏プラズマの大部分は陽子。
5. 傾いた radiation field と衛星の間に複雑な相互作用がある。

6.4 天王星の後のボイジャー

第７章　Voyager 2 の海王星 encounter

7.1 海王星観測へ向けての Voyager 2 の準備

7.1.1 Voyager の弱い信号をとらえる

• DSN (Deep Space Network) の３つのアンテナ (Goldstone (California), Canberra, Madrid) の径を 64m から 70m に増やした。
• オーストラリアでは、Canberra の 70m アンテナに加え、Canberra の 34m アンテナと Parkes の電波天文学用 64m アンテナを一体としてアレイで運用することにした。
• 日本の臼田の 64m アンテナ、Socorro (New Mexico) の VLA (Very Large Array) も協力した。

7.1.2 Voyager のコンピュータの再プログラミング

• CCS 計算機は、宇宙船の各システムにコマンドを送る。木星では一方をメインに、もう一方をバックアップにしていたが、土星以遠では non-redundant に使った。
• FDS 計算機は、科学計測器へのタイミングパルスの送信、データ処理、データ圧縮などを担当する。
• AACS 計算機は、姿勢制御を担当する。

画像データ圧縮

画像のブレ防止

データのエンコード

自動的問題解決

7.1.3 手順の計画

既知の事柄の整理

軌道の選択

海王星の場合、科学的には、海王星とトリトンによる地球と太陽の掩蔽を観測することによって、大気の構造を調べることができる必要があった。その一方で、大気や環に近づきすぎて探査機が損傷しないようにする必要があった。その結果、Figs.7.4,7.5 のような軌道が選ばれた。

科学目的の選択

科学目的と探査船の能力の兼ね合い

観測どうしの競合と妥協

指令をボイジャーが読める形にする

7.2 海王星との会合

7.2.1 科学活動

天王星-海王星間の航行

Observatory Phase (OB)

• VPZOOM (V=Visual, P=Planet, ZOOM=Approach Movie) : 5色 narrow-angle (NA) camera で、1自転ごとに5回撮像してムービーにする。
• UVS (UltraViolet Spectrometer) で、UV emissions を探し、惑星や衛星から水素などが escape するのを観測。
• PRA, PWS で電波信号を探す。
• 7月初頭、衛星 1989N1 (Proteus) を発見して、航行システム OPNAV に利用し始める。
• 衛星 1989N2, 1989N3, 1989N4 の発見。

Far Encounter Phase (FE)

• 海王星大気の状態の撮像。
• VSATSRCH (V=Visual, SATSRCH=SATellite SeaRCH imaging) : 衛星の探索。
• Triton の撮像。
• 8/11 2つの ring-arcs を発見。
• 探査機軌道の解析から、海王星の質量が正確にわかってきた。
• IRIS で惑星全面を観測して、惑星全体からの赤外放射を観測。
• UVS, PPS による観測。
• PRA, PWS による観測で、8/17 初めて海王星からの電波放射をとらえる。

Near Encounter Phase (NE)

• RSS 電波掩蔽による大気の鉛直構造の観測。
• IRIS は、RSS と組み合わせて大気組成を観測するとともに、温度の水平分布を観測する。
• PPS, ISS は、IRIS と組み合わせて惑星の熱収支を決めるのに用いる。ISS はは、大気と雲の撮像もする。
• UVS によって、オーロラ放射の観測をして磁場について調べるとともに、limb profile と太陽の掩蔽を観測することで超高層大気の水素ガスなどの鉛直分布を求める。
• CRS, LECP, MAG, PLS, PRA, PWS によって磁気圏の研究をする。35 R_N のところで、Voyager 2 は Bow Shock を通過した。
• 主として ISS によって、ring-arc の観測を行う。いろいろな角度から数枚の撮像が行われた。
• PPS, UVS を用いて、環が Numki という星を隠す現象を観測して、環の構造の情報が得られた。また、Voyager が輪の裏側に回ったときの RSS 観測によって環の構造が求められた。
• Voyager 2 が環の平面を通るとき、微粒子が衝突して電波が発生し、PWS によって捉えられた。
• 最接近の 110 分後、主な観測対象を Triton に変えた。撮像により、表面の状態が調べられた。
• Triton による Gomeisa という星の掩蔽を用いて、Triton の大気の構造が調べられた。
• 最接近から 2 日後、Voyager は Bow Shock を何度か通過した。

Post-Encounter Phase (PE)

• PRA, MAG の組み合わせで、海王星内部の自転速度を精度良く求める。
• IRIS は、FE の時の観測を逆順で繰り返す。
• UVS は、オーロラ放射の探索を続ける。

Voyager Interstellar Mission (VIM)

今生きている観測機器は、Voyagers 1, 2 で共通のものが CRS, LECP, MAG, PRA, PWS で Voyager 2 ではさらに PLS が稼働中。時間とともに燃料が減ってきて電力が落ちるので、だんだん観測を縮小しなければならない。2020 年に観測終了予定。

第８章　海王星の内部

8.1 Voyager の結果による制約条件

	木星	土星	天王星	海王星
自転周期	9.925h	10.657h	17.24h	16.11h
表面（雲頂）温度	165K	134K	76K	73K
表面の色	黄色	黄色	青	青

Voyager 2 の Doppler tracking と ranging から、海王星の M, J₂, J₄ がわかる。電波放射の周期から惑星内部の自転周期がわかる。可視画像、ならびに Voyager 2 の掩蔽の電波観測から扁平率が求められる。

海王星の自転周期が比較的長い割に扁平なことから、海王星には高密度のコアはなくて、氷と岩石とが混ざっているのではないか。

大気の状態は、電波、赤外、紫外などで観測される。これらの結果は、内部構造を決めるための境界条件になる。マイクロ波による地上観測も大気深部の情報を与えてくれる。内部構造モデルは internal heat とも整合的でなければならない。

今のところ内部構造モデルの決定版は無い。

8.2 Voyager のデータと整合的なモデル

岩石コアは、あるとしても小さくて、全質量の 2% 以下。氷マントルが全質量の約 90% を占める。その密度は一番外で 1g/cm³、一番内側で 5g/cm³ くらい。一番外側の層はガス成分でできており、H, He がほとんど。氷成分も太陽存在度に比べて 30-60 倍濃集している。この外層は全質量の 15% 以下。Fig.8.3 にいろいろなモデルの結果を示す。

中心圧力は 800 万気圧くらい、温度は仮に断熱曲線に沿うとすると、中心で 6000-10000 K くらい。

海王星は、太陽から受ける熱の 2.6 倍の熱を内部から出している。一方で、天王星は internal heat が極めて小さい。このことは説明できていない。

8.3 まとめ

第９章　海王星の大気

9.1 大気の成分

大気の温度の極小は 100mbar レベルで、55K。1bar では 70K になる。メタンは 80K で凝結を始める。そこで、メタンの雲底は 1bar レベルよりも少し下で、雲頂はもっと高いだろう。その下にはアンモニアの雲があるだろう。その雲底は 3-4bar, 125K あたり。メタンの下の雲は、むしろ H₂S かもしれない。その雲底は 5bar, 145K あたり。水が凍るのはもっと深くて 50bar, 275K。そういうわけで、アンモニアや水は、大気上層の外から見えるあたりでは非常に少ないだろう。

9.1.1 He の量

木星と土星の内部では水素が金属になる。すると、He が相分離して液滴になり、沈むであろう。すると、大気中の He が少なくなる。とくに、同じ圧力では、土星の方が低温であるため、その効果が大きいであろう。

天王星、海王星では、金属水素ができないので、He が沈まないから、He の量は原始太陽形成雲の値を反映しているであろう (Fig.9.1)。He/H を変える可能性のあるメカニズムとしては、以下のようなものが考えられるが、たいしたことはないであろう。(1) もともと C や N が多い環境で天王星や海王星ができるために、CH₄ や NH₃ に食われて H が減り、He/H が増える。(2) 高温高圧でメタンが C と H に分解し、H が大気中に増えて、He/H が減る。

9.1.2 メタンの量

メタンの量は、Voyager 2 が海王星で掩蔽されるときの電波観測で決められた。Fig.9.3 が、電波強度データで、２回大きく電波強度が下がっているのは、雲層に対応。

メタンのモル分率は 0.02-0.04（質量分率で 0.17±0.06）。C のほとんどがメタンだとすると、C/H は太陽存在度の 30-60 倍。天王星でも同程度。

9.1.3 微量成分

上層大気では、アセチレンとエタンがあるようだ。1mbar レベルで、アセチレンとエタンの混合比は、それぞれ 5×10^-8、10^-6。どちらもメタンの光化学反応の副産物。そのほかにポリアセチレンがあってもよさそう。どれも微量だが、haze を作って、上層大気の温度を上げ、その下の大気の温度を下げる働きがある。

サブミリ波の地表観測では、成層圏に HCN、成層圏と対流圏に CO が確認された。混合比はそれぞれ、10^-9、10^-6。天王星では観測されない。なぜこんなものがあるのか不思議。CO は対流圏でできたものが上がってきたのかもしれない。HCN は cold trap にひっかかるはずなので、この中の N の源は、外部（たとえば、トリトン）であるか、対流圏からやってきた N₂ であろう。

9.1.4 同位体比

¹²C/¹³C は 78±26 で、太陽系の普通の値 90 とだいたい同じ。D/H が隕石や彗星のせいで大きいならば ¹²C/¹³C も大きくなってよさそうなのだが、そうでもない。

9.2 全球的なエネルギー分布

9.2.1 吸収される太陽光

9.2.2 再放射されるエネルギー量

経度方向には温度はあまり変わらないし、帯平均温度は自転周期くらいではほとんど変わらない。

海王星の有効温度は 59.3±0.8K。平均熱放射は 0.70±0.04 W/m²。

9.2.3 内部熱源の大きさ

海王星の大気の活動が、天王星よりも盛んに見えるのは、内部からの熱が大きいせいだろう。

9.3 大気の鉛直構造

9.3.1 異なる高度での温度と圧力

9.3.2 温度の緯度変化

海王星は扁平で、（極半径）－（赤道半径）＝424km。

9.3.3 雲と靄の層

現在の理解は以下に述べるようにだいぶん変わった。まず観測が及ばない深いところから。 深いところには水か氷の雲が 400bar 付近まで続いているだろう。アンモニアや硫化水素も混ざっているかもしれない。この雲の上端は 40bar あたり。その上に、NH₄SH の氷の雲があるだろう。雲底は 37bar あたり。

Voyager 2 の電波掩蔽で観測できた最も深い雲は 3.3bar から 5bar の間で、組成は不明（候補：H₂S氷、NH₃氷）。赤い光が吸収されるので blue-tinted cloud と呼ばれる。さらに上層のメタンガスや氷も赤い光を吸収するので、海王星は深い青色をしている。

1.5--0.4bar レベルにはメタンの haze layer がある。上昇流があるところは不透明なメタン氷の雲になっている。

成層圏には、１つか複数の層の haze がある。光学的に厚いほうから薄い方に、メタン or エタン、アセチレン、ジアセチレンの氷の haze がありそう [Fig.9.7]。

9.3.4 上層大気

もっと上の exosphere では、原子状水素が主成分になる。750K という高温で外側に広がっているので、リング粒子も抵抗を受ける。

原子状水素は太陽からの紫外光でイオン化している。高度 1400km では、電子密度が 1000--2000/cm³ になって、電離層を作っている。そのほかにも電離層があるかもしれない。

9.4 水平雲と温度構造

海王星の大気は活動的。目立つものには、木星の Great Red Spot (GRS) に似た Great Dark Spot (GDS) がある。GDS も GRS も南緯２０度付近にあり高気圧性回転（反時計回り）。GDS の広がりは経度方向に 38°、緯度方向に 15°。GRS の広がりは、経度方向に 30°、緯度方向に 20°。GDS の１回転は 16 日くらいに見えるが、形状の変化の周期は 8 日。GRS の１回転は 7 日。GRS は周囲の大気の運動に大きな影響を与えているが、GDS はそれほどでもない。GRS は木星内部の自転に対して 3m/s で西に動いているが、GDS は海王星内部の自転に対して 300m/s を超える高速で西に動いている。

GDS の寿命は不明。GDS は南の縁に明るい雲を伴う。GDS が「山」の役割をしてできた地形性の雲のように見える。すなわち、GDS という障害物のせいで大気が上昇して雲ができる。その後、HST での観測でこの雲が見えなかったということは、GDS が消えたことを示しているのかもしれない。

9.4.1 ほかの雲の様相

南緯 71°付近に経度 90°にわたって明るい部分がある。大気の活動がさかんな領域なのだろう。明るさは時間的に大きく変化している。

南緯 42°に Scooter と名付けられた明るい部分がある [Fig.9.10(b)]。他の雲に対し西向きに高速に動いている。ほかの雲と違って、メタンの氷ではなく、メタンの雲層よりも下にあるようだ。

9.4.2 帯状風のプロファイル

赤道の風は、木星と土星では prograde、天王星と海王星では retrograde。海王星のは特に強くて、400m/s に達する。さらに prograde wind は南北 70°で 200m/s を超える。その差 600m/s は太陽系の惑星で一番！

9.4.3 海王星の色

海王星には、天王星よりもはっきりした帯状構造が見られる（木星ほどではないが）。その原因はよくわかっていない。

第１０章　海王星の磁気圏

10.1 磁場の強さと向き

Voyager 2 が海王星の磁場の存在を始めて検出したのは、電波信号。2000 年の 7 月 26 日、8 月 17 日、28 日、9 月 16 日にバースト信号が観測された。周波数は 700--850 kHz。

磁力計によって、bow shock in（最接近の 13.3h 前）、magnetepause in（9.9--8.3h 前）、magnetopause out（28.4h 後）、bow shock out（64.1--65.1h 後）が観測された [Table10.1]。

海王星の磁場も天王星と同じく変てこな方向を向いている。dipole の tilt が 47.0°、offset が南磁極の方向に半径の 55% [Fig.10.1]。磁場の形は双極子では表せなくて、Connerney et al.(1991) の octupole model でうまく観測をフィットできることがわかっている [Fig.10.2]。

10.2 磁場の tilt と offset から示唆されること

海王星では、磁場の tilt が大きいので、自転と公転に伴って磁場の軸の方向が大きく変わる。太陽と磁場の軸とがなす角は 11.2°にまで小さくなることがある（夏至と冬至のとき）。そういうときは、太陽風粒子の降り込みが激しくなるだろう。磁気圏尾部の形も自転と公転に伴って大きく変化するはずだ。

10.3 海王星のオーロラ（極光）

天王星では、磁場の tilt が予想よりかなり大きかったため、ちゃんとオーロラを観測し損なった。しかし、北磁極の夜側でオーロラが観測された。しかし、オーロラ活動の強さが説明できていない。

海王星では、夜側に弱くて広がった紫外放射が観測された。一つは、緯度 100°、経度 60°にわたって広がったもので、もう一つは南磁極付近に局在したものである。いずれも、オーロラであるかどうかははっきりしない。北磁極の付近ではもっと明るいオーロラがあってよさそうだが、Voyager からはちょうど見えづらい位置であった。

海王星のオーロラがどんなものかは予測しがたい。大きな offset のために、磁場の中心の反対側の電子が剥ぎ取られているということも考えられる。

10.4 海王星からの電波放射

一番多くみられるのが、狭帯域 (635--865kHz) のバースト的放射である。惑星磁場と惑星間磁場が結合することによって発生するという証拠が少しある。自転周期で変動する。それは、放射が細いビーム状であるせいか、１日１回放射のオンオフがあるせいなのかよくわかっていない。惑星内部の自転周期 16.108±0.0006h はここから決められた。

他にも２つのタイプの電波放射が観測された。ひとつは、赤道面近くの微粒子に関係するもので、それらの粒子が宇宙船に当たって電波を出したものと考えられている。もうひとつは、雷に伴うもので、ホイッスラー波の特徴がある。ただし、他に雷の観測は無い。雷の活動は弱いのかもしれない。

10.5 海王星のプラズマ環境

L shell とは、磁気赤道において双極子からの距離が L となる磁力線が作る面のことである。普通、衛星は、通過する L shells のプラズマ粒子の sink になるのだが、トリトンの場合は source になっている。

Voyager の軌道が磁気圏尾部を通らなかったので、磁気圏尾部は観測されていない。

10.6 海王星における高エネルギー荷電粒子

天王星・土星・木星では上流側でイオンが観測されたが、海王星では観測されなかった。バウショックを過ぎてもほとんど高エネルギー粒子が増えていない。磁気圏界面を過ぎてようやく陽子が少し増えたものの、電子密度はほとんど変わらなかった。バウショックと磁気圏界面の間では、電子と陽子が時折下流に流れていくのが見えた。

Voyager が海王星に最接近したあたりで高エネルギー陽子と電子の密度が急減した。これは大気による吸収が原因だと解釈されている。衛星 Proteus も粒子を吸収しているようだ。他にも衛星や環の吸収が原因の dips が見られるが、磁場の構造が複雑なので、はっきりどの衛星や環によるものかはいえない。

Proteus と Triton の間の粒子密度分布はスムーズ。Triton の軌道には中性粒子の torus が出来ていて、磁気圏粒子の供給源になっている。ただし、Triton と磁気圏粒子の関係の詳細はわかっていない。磁気圏尾部からは惑星に向かって粒子が流れてきているようだが、その源はよくわかっていない。

10.7 磁気圏内の波動・粒子相互作用

プラズマ波動帯の電波は荷電粒子と容易に相互作用するので、あまり長い距離は伝わらない。つまり、電波は短距離の相互作用を媒介する。

電波強度は、Voyager 最接近の前後６時間が強かった。プラズマ波動が初めて観測されたのは、最接近の 17h 前。これは、バウショックから出てきた高エネルギー電子が発したものである。それからバウショックまでは電波が観測されたが、マグネトシースの中では電波放射が観測されなかった。他の巨大惑星では同様にマグネトシースの中では電波レベルが低いが、地球型惑星ではそうでもない。その理由は不明。磁気圏界面を入ったところでも電波放射が弱かった。これは、Voyager が cusp 領域に入ったせいかもしれない。次に電波が観測されたのは最接近の 3.5h 前で、Voyager は磁気赤道の近くにいた。

ホイッスラーは雷によるもののようである。その他の種類のプラズマ波動の源はよくわかっていない。

第１１章　海王星の環

11.1 環の発見

土星の環は内側から順に、D, C, B, Cassini Division, A, F, G, E。A and B rings が明るく、water ice からできており、粒子径は幅広いが、主に cm サイズ。C, D, F rings の粒子径はわかっていない。G, E rings は μm サイズの粒子だが、組成は不明。土星の環の radial structure は複雑。azimuthal にはあまり構造が無いが、謎の spokes が見つかっている。

天王星の環は暗くて細い。おそらく radiation でやられて黒くなったメタン氷であろう。内側から順に 6, 5, 4, α, β, &eta, γ, δ, λ, ε。名前の由来は以下の通り。環は 1977/03/10 の掩蔽観測で見つかった。第一のグループは、５つ環を見つけて、内から順に α, β, γ, δ, ε と名付けた。第二のグループは、６つ環を見つけて、外から順に 1, 2, 3, 4, 5, 6 と名付けた。このうち、1, 2, 3 は ε, γ, β と同じであることがわかった。その後、第一のグループがデータを再検討して η ring を見つけた。さらに Voyager 2 が淡い λ ring を発見した。

海王星の環は、地表観測でははっきりせず、Voyager 2 が行って初めてわかった。５つの環があり、内側から Galle, Le Verrier, Lassell, Arago, Adams。そのほか、衛星 Galatea の軌道上に部分的な環があるかもしれない。Adams ring の 10% は、光学的に厚い５つの弧から成る。この弧は leading から trailing の方へ、Courage, Liberté, Egalité 1, Egalité 2, Fraternité と名付けられた。

環はそれぞれ特徴があるけれども、どれも、同じ力学法則にしたがっている。中心星からの重力の支配下にあるけれども、近くの衛星やリング粒子からの重力も受け、さらにわずかに減速力を受けて中心星に向かって落ちてゆく。どれも惑星の赤道面付近にあり、惑星よりだいぶん若くて、何らかの維持機構がはたらいている。

11.2 環の構造

11.3 環の物理的性質

Voyager 2 からの紫外・偏光計掩蔽観測から以下のことがわかった。紫外で見えたのは Adams ring だけで、光学的厚さは 0.02、幅は 35km。中心の幅 15km の部分はより光学的に厚い。偏光計観測の結果も同様。Le Verrier ring が見えているると解釈すると、光学的厚さは 0.005 で幅は 110km。これら２つの環の粒子サイズは cm よりも小さい。このことは天王星や土星とは大きく異なる。なお、掩蔽観測では他の環は見えなかった。

画像からも、海王星の環の粒子は μm サイズであることが示唆される。天王星の環も海王星の環も、反射率が低いことから、メタンが衝突で壊れて出来た炭素で覆われているのではないかと推測されている。しかし、海王星の環の質量は天王星の環の１万分の一程度。その理由は不明。海王星の環の近くに衛星はたくさんあるので、粒子の源が少ないというわけではない。

11.4 羊飼い衛星との相互作用

海王星の場合、Naiad, Thalassa, Despina, Galatea が環の領域にあり、そこそこ大きく、環の外にある Larissa も直径 200km 近い。そこで天王星の衛星よりも羊飼い衛星になりそうだが、詳細はまだわかっていない。

Adams ring と Galatea は 42:43 共鳴。そこで、Adams ring には 45 個の nodes があってよい。観測される５つの弧は、連続する４領域にちょうど入る。とはいえ、他の領域に弧が無い理由はわからない。さらに、Galatea のせいで Adams ring は広がってしまいそうなのだが、そうなっていない理由もわかっていない。弧の Lagrangian point に未発見の衛星があって、それが弧の安定化に寄与しているのかもしれない。

Le Verrier ring と Despina は 52:53 共鳴。しかし、Le Verrier ring に弧は無い。

見える環の外側にダスト円盤が広がっている可能性も電波観測から示唆されている。Voyager が海王星に接近する途中と離れる途中で、粒子衝突が増えたときがあって、これはその円盤を通過したことを意味しているのだろう。そうだとすると、円盤の軸には 0.4°程度の tilt がある。これは Triton の影響かもしれない。

ダスト粒子の薄い halo が 8 R_N くらいまで広がっているようだ。その間ずっと Voyager には 1-10個/秒 の粒子が衝突していた。たぶん μm サイズで、帯電しており磁場の影響を受けている。

11.5 環の年齢と進化

微粒子の衝突によって、供給がなければリング粒子のサイズはどんどん小さくなっていくだろう。Poynting-Robertson 効果で、リング粒子はどんどん落下してゆくだろう。そのような効果で、環は進化してゆくはずである。

第１２章　海王星の衛星

12.1 ６つの衛星の発見

Voyager は６つの新衛星を発見した。まず、1989 年 6 月中旬に Proteus (1989N1) が見つかった。Triton に比べると大分小さく、内側を回っている。反射率が低くて、かなり暗い。球形からかなりずれている。

次に、1989 年 7 月下旬、Larissa (1989N2)、Galatea (1989N4)、Despina (1989N3) が発見された。Larissa は、その前に地表観測で見つかっていたのだが、ring-arc だと思われていた。いずれも Proteus よりも小さく、内側を回っている。最後に、最接近の数日前に Thalassa と Naiad が発見された。径 100km 以下の小さな衛星である。

12.2 衛星の軌道と物理的性質

どの新衛星も反射率が低い。４つは water 氷に対する Roche 限界より内側を回っていて、water 氷よりも硬い物質でできているはずである。

新衛星の名前は、ネプチューンや水に関係した神話に出てくる神の名前である。

12.3 Proteus, Larissa, Galatea, Despina, Thalassa and Naiad

• Fig.12.1 Proteus の写真。Fig.12.2 Proteus のおおまかな地図。
• Fig.12.3 Larrissa の写真。地形まではわからない。
• Fig.12.4 Galatea, Despina の写真
• Fig.12.5 Thalassa, Naiad の写真

12.4 Nereid

12.5 Triton

12.5.1 Voyager 2 による画像

12.5.2 地質学的な解釈

かつて大気があったかもしれないが、今では大部分は凍り付いてしまった。凍るとアルベドが上がるのでますます冷える。現在では表面温度は 38K にすぎない。

表面には N₂, CO, CO₂, H₂O の氷が認められている。アルベドは 0.85 と高い。窒素の plume が観測された (Fig.12.10)。これは、氷の温室効果によって氷層の底が暖められ、窒素の気体か液体ができて噴出してきたものだと考えられている。

12.5.3 物理的、組成的、光学的データ

大気はきわめて薄く、0.014mbar。それでも haze や薄い雲がかかる。大気の源は、表面の氷の蒸発で、したがって組成は N₂, CH₄, CO, CO₂, H₂O である。このうち、窒素が一番多くて 99% 以上を占める。したがって、窒素の相変化が大気の熱力学にとって重要。

Triton の軌道面は傾いていて、軌道面が才差運動するので、それに伴う複雑な季節変化がある。

12.5.4 Triton の起源に関する問題

第１３章　海王星のボイジャー後の観測

13.1 地球からの望遠鏡観測

地表からの環の観測は、暗いし小さいので難しい。磁気圏や惑星内部のことは、遠隔ではほとんどわからない。

補償光学 (Adaptive Optics) の発展によって、地表からの撮像がぐんと高分解能になって、HST に引けを取らないようになった。HST が有利な点として、地球大気が不透明な波長域でも見えるということは残っているが。AO は近赤外域で最も有効である。

13.2 ハッブル宇宙望遠鏡 (HST) による観測

海王星の Great Dark Spot は、長期間安定かと思われていたが、1990 年代初頭に消えたことが観測された。その後、北半球に同様の feature が出現した。というわけで、海王星では、公転周期に比べて短い時間スケールで大規模な渦の消長がある。

13.3 海王星への宇宙探査ミッション

冥王星ミッションも計画されているが、冥王星はトリトンと似ている可能性があって興味深い。

第１４章　４つの巨大惑星の比較惑星学

14.1 内部構造

木星と土星の大部分は H-He envelope。超臨界状態になるので、気液相転移は無い。 高圧では金属相になり、その中で磁場が作られている。金属相になるのは、木星では浅く（0.9 R_J）、土星では深い（0.5 R_J）。金属層の下には、地球サイズのコアがある。コアは氷と岩石に分化しているかもしれない。

天王星と海王星では、金属水素は無い。H-He envelope は、あまり厚くなくて、半径で表面の 10% くらい。氷層が半径の 80% くらいを占め、岩石コアが中心の 10% くらい。氷層の電気伝導度が高くて磁場が作られているのだろう。。

14.2 大気

風は、東西風が卓越する。風パターンは、赤道に対しておおむね対称で、数百年間安定している可能性がある。太陽からの光の分布よりも、自転の効果が東西風の分布を決めているようだ。

14.3 環

木星の環は、dusty で、衛星 Metis, Adrastea, Amalthea に隕石が衝突することによってできたのであろう。それらの衛星から惑星側に淡い環が広がっている。主リングは、最も明るくて幅が狭く、幅は 6400km くらい。帯電した粒子が halo を作っているのかもしれない。

土星の環がもちろん一番立派である。1611 年に Galileo が発見したが、ちゃんと環だということがわかったのは Huygens の観測による。Cassini が間隙を見つけて、その外側が A ring、内側が B ring と呼ばれるようになった。２０世紀初頭、B ring の内側に C ring が見つかり、さらにその内側に D ring があると言われるようになった（ただし確かめられたのは Voyager による）。その後、だいぶん外側に E ring が見つかり、Pioneer 11 が A ring の外側に F ring、G ring を見つけた。

天王星の環は、１０個の細い環からなり、内側から 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε。ε が一番目立つもので、一番 eccentric。幅は 20--95km。6 の環の内側に広がった淡い環があるが、名前はまだ無い。Voyager 2 の写真でもっと細かい環が写っているものがあるが [Fig.6.53]、これらにも名前はまだ無い。

海王星の環には、２つの系統がある。細い Adams, Le Verrier, Arago、それから幅広くて淡い Lassell と Galle。Adams 環は５つの弧から成る。

４つの ring system は、サイズ、組成、反射率が異なる。木星の環の粒子は dust size のシリケイトで、反射率は中程度。土星の環の粒子は、数 cm から数十 cm サイズで、水の氷から成り、反射率が高い。天王星と海王星の環の粒子は、dust size で、非常に暗い。放射線のために暗くなったメタンの氷であると考えられている。

14.4 磁気圏

巨大惑星の磁場は、電気伝導性流体の対流のダイナモ作用で作られている。

惑星の周りには磁気圏ができる。magnetopause は、イオンの出入りの障壁にはなるが、通過するイオンもある。太陽風粒子で通過したものは、オーロラを起こす。地球、木星、土星では、極の周りにオーロラ帯ができる。天王星、海王星は、磁場の軸が自転軸と大きくずれているので、様相が大きく異なる。

磁気圏の内部では、低エネルギー粒子がトラップされている。地球だと Van Allen 帯と呼ばれる。巨大惑星にもそれに相当するものがある。

14.5 衛星

大衛星は、半径 1000km を超えるもので、７つある [Table14.5]。地球の月、木星のガリレオ衛星（イオ、エウロパ、ガニメデ、カリスト）、土星のタイタン、海王星のトリトンである。最大のものは、ガニメデ、次がタイタン、３番目がカリストである。密度が 3g/cm³ を超えるものは、月、イオ、エウロパの３つである。

イオでは火山活動が盛んである。100 以上の噴出孔が確認されている。出ているものは、主として硫黄と二酸化硫黄のようだ。高揮発性物質は少ない。

エウロパにはクレーターが少なくて、水の氷の地殻が最近 resurfacing したか、現在まで resurfacing が続いているものと考えられている。たくさんの筋は fracturing の跡であろう。氷地殻の下には深い海があるとも考えられており、生命がいるかもしれない。

ガニメデには内部磁場がある。ということは、金属コアがあるのだろう。表面の大スケールの明暗は、昔地質活動があったことを示す。

カリストは、たくさんのクレーターに覆われ、地質活動の証拠が無い。密度からみて、内部の大部分は氷。深いところには、液体の水があるかもしれない。

タイタンには濃い窒素大気がある。大気に２番目に多い成分はメタンで、表面には液体のメタンやエタンがあるかもしれない。表面温度は 94K（－179℃）。大気上層には hydrocarbon haze があるので、外からは表面が見えない。表面の情報は電波観測から得られる。ただし、2005 年には Cassini ミッションの Huygens Probe で表面に降りる予定。

トリトンは冥王星と似ている。軌道は retrograde で、捕獲によって衛星になった。薄い窒素大気がある。

中衛星は、半径 170--790km のもので [Table14.6]、１４個ある。土星に６つ、天王星に５つ、海王星に２つ、冥王星に１つである。どれも氷衛星で prograde 軌道。

海王星の Proteus、Nereid、冥王星の Charon は近くからの観測が無くて、Proteus、Nereid は密度がわかっていない。

土星の Iapetus は forward 半球が黒くて、Phoebe からの物質が堆積していると解釈されている。Enceladus には氷の火山活動があるかもしれなくて、E ring に物質を供給しているようだ。Mimas には大きな断層が走っている。

小衛星はたくさんある [Table14.7]。密度がわかっているのは、火星の Phobos と Deimos だけ。