論文関連の(ほぼ)個人用メモ。



arXiv:1708.07566
Chancia et al. (2017)
Weighing Uranus' moon Cressida with the η ring
(η 環を用いた天王星の衛星クレシダの質量測定)

概要

η 環 (η ring) は，天王星の細い環のうちの一つである．この環は，幅が 1 - 2 km の高密度のコア部分と，40 km 程度まで広がる薄い外側のシート構造からなる．濃いコア部分は，天王星の小さい衛星 Cressida (クレシダ) との 3:2 内側リンドブラッド共鳴 (Lindblad resonance) の位置のすぐ外側に位置している．

ここでは，η 環の半径残差と経度方向について，地上観測，ボイジャーによる天王星リングの恒星掩蔽観測および電波掩蔽観測 (1977 - 2002 の間に行われたもの) のデータを元にフィッティングを行った．その結果，η 環の半径方向の位置に変動があることを発見した，
この変動は，クレシダとの共鳴によって生み出されていると思われる．

また，クレシダの平均運動と等しい角速度で公転する 3 つのローブ状の構造の，半径方向の振動の大きさは 0.667 ± 0.113 km であった．これはクレシダからの擾乱によって引き起こされる場合に期待される形状と整合的なものであった．

これらの変動の大きさの測定から，クレシダの質量と密度の情報を得ることが出来る．
解析の結果，クレシダの質量は 2.5 ± 0.4 × 10¹⁷ kg，平均密度は 0.86 ± 0.16 g/cm³ と推定された．これは，クレシダの質量と密度の初めての測定である．また，天王星に近い位置を公転する小型衛星の質量の初めての測定でもある．

議論

天王星の内側衛星については，1986 年のボイジャー 2 号のフライバイ以降，軌道の安定性について研究されてきた．Bianca, Cressida, Desdemona, Juliet, Portia, Rosalind, Cupid, Belinda, Perdita の衛星群は，太陽系の中で最も狭い範囲に収まった衛星系である．これらの衛星は Portia group という愛称が付けられている，

これらのなかで最も大きなものは，太陽系の年齡と比べると短いタイムスケールで軌道が不安定であると考えられる．Portia group の安定性は，メンバーとなっているそれぞれの衛星の質量に大きく依存するが (French et al. 2015)，それらの質量はよく制約されていない．事実，今回のクレシダが内側の衛星における初めての直接的な質量測定である．

過去のシミュレーションは，内側の衛星について可能な質量の範囲を取り扱うことに依拠しており，そのシミュレーションの結果と今回測定した質量・密度を用いて軌道の安定性を推定すると，クレシダは 100 万年のうちに Desdemona (デスデモナ) と軌道交差することが示唆される．

ハッブル宇宙望遠鏡を用いた近赤外線測光観測では，内側の衛星のうち最も大きい Puck (パック) で，水氷の吸収と思われる特徴が検出されている (Karkoschla 2001など)．この結果と，過去に言及されている衛星のサイズの推定を元にすると，クレシダとその他の内側の天王星衛星は，大部分が水氷の組成を持つと考えられる．
また，アルベドが低いこととと，スペクトルが平坦で灰色であることを説明するためには，衛星の材料として暗い物質が混合しているか，少なくとも表層に暗い物質を含んでいる必要がある．

天王星の大型衛星の質量と半径の測定から導出した平均密度の範囲は，内側の小型衛星の密度の上限として推定されてきた．主要な衛星の中で最も低密度な Miranda (1.214 g/cm³) を参照にして他の惑星の衛星と比較すると，クレシダは同程度の半径を持つ土星の内側氷衛星よりも 50%ほど密度が大きい．これはもしかすると，クレシダと天王星の環・衛星は一般的に，土星の衛星よりも低い空隙率を持つか，Tiscareno et al. (2013) で示唆されているように，氷ではない混入物質を多く持っている可能性がある．

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