海王星
海王星 Neptune | |
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ボイジャー2号が撮影した大暗斑とそれに類似した明るい模様を映した海王星の画像。西側の周縁には「スクーター」と呼ばれる移動速度が速い明るい模様と小さな暗点が見られる。 | |
視等級 (V) | 7.67 - 8.00[1] |
| 視直径 | 2.2 - 2.4"[2][3] |
| 分類 | 天王星型惑星 |
| 発見 | |
| 発見年 | 1846年9月23日[4] |
| 発見者 | ユルバン・ルヴェリエ ジョン・アダムズ ヨハン・ガレ[4] |
| 発見場所 |  ドイツ・ベルリン[5] |
| 発見方法 | 望遠鏡による観測 |
軌道要素と性質 元期:J2000.0[注 1] | |
太陽からの平均距離 | 30.047 au[2] |
| 平均公転半径 | 4,495,060,000 km[2] |
近日点距離 (q) | 29.886 au[2] |
遠日点距離 (Q) | 30.216 au[2] |
離心率 (e) | 0.00858587[2] |
公転周期 (P) | 164.79 年[2] 60,189 地球日 89,666 海王星太陽日[6] |
会合周期 | 367.49 日[2] |
| 平均軌道速度 | 5.43 km/s[2] |
軌道傾斜角 (i) | 1.76917°（黄道面に対して）[2] 6.43°（太陽の赤道面に対して） 0.725429°（不変面に対して）[7] |
近日点引数 (ω) | 44.97135°[2] |
昇交点黄経 (Ω) | 131.72169°[2] |
平均近点角 (M) | 304.88003°[2] |
太陽の惑星 | |
| 衛星の数 | 14[2] |
| 物理的性質 | |
半径 | 24,622 ± 19 km[8][注 2] |
| 赤道半径 | 24,764 ± 15 km[8][注 2] |
| 極半径 | 24,341 ± 30 km[8][注 2] |
表面積 | 7.6183 ×109km2[9][注 2] |
体積 | 6.254 ×1013km3[2][注 2] |
質量 | 1.02413 ×1026kg[2] |
地球との相対質量 | 17.147 |
| 平均密度 | 1.638 g/cm3[2] |
| 表面重力 | 11.15 m/s2[2] （1.14 g） |
脱出速度 | 23.5 km/s[2][注 2] |
自転周期 | 0.671 日[2] （16時間6分36秒） |
アルベド（反射能） | 0.290（ボンドアルベド）[10] 0.442（幾何アルベド）[11] |
赤道傾斜角 | 28.32°[2] |
| 表面温度 | 46.6 K（温室効果なし）[2] 72 K（気圧1 barにおいて）[2] 55 K（気圧0.1 barにおいて）[2] |
大気の性質 | |
大気圧 | 深さによって異なる |
| 気体成分[2] | |
水素 | 80 ± 3.2% |
ヘリウム | 19 ± 3.2% |
メタン | 1.5 ± 0.5% |
重水素化水素 | ~0.019% |
エタン | ~0.00015% |
| 氷の成分[2] | アンモニア 水 硫化水素アンモニウム メタン? |
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海王星（かいおうせい、英語: Neptune [ˈnɛptjuːn][12]）は、太陽系の第8惑星で、太陽系の惑星の中では最も太陽から遠い位置を公転している。太陽系の惑星の中では、直径は4番目、質量は3番目に大きく、最も密度が高いガス惑星である。地球の17倍の質量を持ち、これは組成が類似し直径がやや大きい天王星の質量（地球の15倍）よりもわずかに大きい[注 3]。164.8年かけて太陽を公転しており、太陽からは平均30.1 au（45億 km）離れている。名称は、ローマ神話における海神ネプトゥーヌス（Neptūnus）に因んで命名され、惑星記号♆はネプトゥーヌスが持つ三叉槍（トライデント）を様式化したものである。
肉眼で観望することは出来ず、太陽系において唯一、経験的観測ではなく数学的予測によって発見された惑星である。フランスの天文学者アレクシス・ブヴァールは、天王星の軌道の予期せぬ変化から、天王星の軌道が未知の惑星による重力的摂動によって生じているという推論を導いた。その後、ユルバン・ルヴェリエによって予測された範囲内の位置で1846年9月23日にヨハン・ゴットフリート・ガレが望遠鏡を用いて海王星を発見した[4]。最大の衛星であるトリトンはその後間もなく発見されたが、地球からの距離が遠く、地上の望遠鏡での観測で非常に小さな天体を発見するのは困難なため、現在知られているその他の13個の衛星は20世紀になるまで発見されなかった。1989年8月25日にボイジャー2号が海王星を訪れフライバイを行った[13]。ハッブル宇宙望遠鏡や補償光学機能を備えた大型の地上望遠鏡の登場によって、近年は遠方からの更なる観測が可能になっている。
水やメタン、アンモニアなどの「氷」の割合は大きいものの、木星や土星と同様に海王星の大気は主に水素やヘリウム、そして微量の炭化水素と窒素で構成されている。しかし、天王星と同様にその内部は氷と岩石で構成されている[14]。そのため通常は、天王星と海王星は木星、土星との違いを強調して天王星型惑星（巨大氷惑星）とみなされる[15]。海王星の青い外観は、最も外側の領域に存在している微量のメタンによって作り出されているとされている[16]。
質素な天王星の大気とは対照的に、海王星の大気は活発で、明確な変化が見られる気候を持つ。例えば、1989年にボイジャー2号がフライバイを行った時点では、南半球に木星の大赤斑に類似した大暗斑と呼ばれる模様が存在していた。これらの気象パターンは、太陽系のどの惑星よりも強い持続的な風によって引き起こされ、記録されているその風速は2,100 km/h（580 m/s）にもなる[17]。太陽からの距離が遠いため、海王星の外側の大気は太陽系で最も温度の低い場所の一つで、雲頂での温度は55 K（-218 ℃）に近いが、中心の温度は約5,400 K（約5,100 ℃）になっている[18][19]。海王星は微かで断片的な環を持っている。この環は1984年に発見され、後にボイジャー2号の観測でも確認された[20]。
目次
1 歴史
1.1 発見
1.2 命名
1.3 状況
2 物理的性質
2.1 内部構造
2.2 大気
2.3 磁気圏
3 気候
3.1 嵐
3.2 内部加熱
4 軌道と自転
4.1 軌道共鳴
5 形成と移動
6 衛星
6.1 環
7 観測
8 探査
9 人類と海王星
9.1 占星術
9.2 海王星を扱った作品
10 脚注
10.1 注釈
10.2 出典
11 参考文献
12 関連項目
13 外部リンク
歴史
発見
ガリレオ・ガリレイ
望遠鏡を通じて記録されたこれまでで最も初期の観測記録の一部である、1612年12月28日と1613年1月27日にガリレオ・ガリレイが描いた図面には、海王星が位置していた地点が記されていた。しかし、どちらの場合もガリレオは海王星を、合を起こしている木星の近くにある恒星と誤って認識していたとされている[21]。したがって、ガリレオは海王星を発見したとはみなされていない。彼が最初に観測を行った1612年12月は、海王星は逆行し始めたばかりで、天球上ではほぼ静止しているように見えていた。この見かけ上の逆行は地球が軌道上において外側にある惑星を通り過ぎた際に発生するが、海王星はその時、逆行し始めたばかりだったので、その海王星の動きはガリレオの小型望遠鏡で検出するにはあまりにも小さすぎた。しかし2009年7月に、メルボルン大学の物理学者David Jamiesonは、少なくともガリレオが観測した「星」が背景の恒星に対して相対的に動いているのを知っていたことを示唆する新たな証拠を発表した[22]。
1821年、アレクシス・ブヴァールは海王星の一つ内側を公転している天王星の天文表を発表した[23]。その後行われた観測で、天王星の位置が表と実質的に異なっていることが明らかになり、ブヴァールは未知の天体の重力作用によって天王星の軌道が乱されているという仮説を導いた[24]。1843年、イギリスの数学者ジョン・クーチ・アダムズは彼が所持していたデータを使って天王星の軌道の研究を始めた。ケンブリッジ天文台の所長ジェームズ・チャリスを介して、彼は1844年2月にそのデータを受け取ったジョージ・ビドル・エアリーからの追加データを要求した。アダムズは1845年から1846年にかけて作業を続け、新しい惑星に関するいくつかの異なる推定を立てた[25][26]。
ユルバン・ルヴェリエ
1845年から1846年にかけて、アダムズとは無関係に、フランスの数学者ユルバン・ルヴェリエは自身の計算方法を開発したが、彼の同胞にその熱意は伝わらなかった。1846年6月に、ルヴェリエが最初に発表した惑星の経度の推定値とアダムズの推定値との類似性を見て、エアリーはチャリスに惑星を探索するように説得させ、チャリスは8月から9月にかけて捜索を行った[24][27]。
その間、ルヴェリエは手紙でベルリン天文台の天文学者ヨハン・ゴットフリート・ガレに天文台の屈折望遠鏡で未知の惑星を捜索するように促した。天文台の学生だったハインリヒ・ダレストはルヴェリエが予測した領域を描いた図面と実際の観測結果とを比較することで、恒星とは異なる、未知の惑星の変位特性を求めれることをガレに示した。ガレが手紙を受け取った1846年9月23日の夜、彼はルヴェリエが予測していた地点から1°以内、アダムズが予測していた地点から約12°の領域内で海王星を発見した。後にチャリスは8月4日と8月12日に自身も海王星を観測していたことが判明したが、当時彼が所持していた星図が最新のものではなく、また同時に行っていた彗星の観測に気を取られていたため、海王星を惑星と認識することはできなかった[24][28]。
海王星の発見をきっかけに、フランスとイギリスの間で海王星の発見に値するのは誰なのかについて多くの民族主義的な対立が発生したが、結局、海王星はルヴェリエとアダムズの両方が発見したという国際的コンセンサスが定着した。1966年以来、アメリカの天文学者Dennis Rawlinsはアダムズの共同発見の主張の信頼性について疑問を投げかけ、1998年にグリニッジ王立天文台に歴史文書の「Neptune papers」が返却されたことで歴史家による再評価が行われた[29]。文章を検討した後、彼らは「アダムズは、海王星の発見に関してルヴェリエと同等の信用に値するものはではない。その信用は、惑星の位置を予測することとそれを捜索することを天文学者に納得させることの両方に成功した者にのみ属する。」としている[30]。
命名
発見直後、海王星は単に「天王星の外側の惑星」や「ルヴェリエの惑星」と呼ばれていた。最初に提案された名称はガレが提案した「ヤーヌス（Janus）」というものだった。イギリスでは、チャリスが付与した「オーケアノス（Oceanus）」という名称が用いられていた[31]。
ルヴェリエは彼の発見した惑星に名称を付与する権利を主張し、すぐにこの新たな惑星にNeptuneという名称を提案したが、フランス経度局によって正式に承認されたという誤った内容を述べていた[32]。10月、彼は自身の名に因んで新たな惑星をLe Verrierと命名することを求め、この提案は当時の天文台長であったフランソワ・アラゴからも支持を得ていたが、フランス国外からはこの提案に対して多くの反発が上がった[33]。フランスの年鑑はすぐに、天王星が発見された後に発見者のウィリアム・ハーシェルに因んで使用されていたHerschelという名称を天王星に再導入し、新たな惑星にLe Verrierという名称を導入した[34]。
天文学者フリードリッヒ・フォン・シュトルーベは、1846年12月29日に帝国サンクトペテルブルク科学アカデミーにてNeptuneという名称を支持することを表明した[35]。その後すぐに、Neptuneという名称は国際的に受け入れられるようになっていった。ローマ神話では、名称の元となったネプトゥーヌス（Neptūnus）はギリシア神話のポセイドーン（Poseidōn）と同一視される海の神である。この神話に基づく命名の提案は惑星の命名法と一致しており、地球以外の全ての惑星はギリシア神話とローマ神話の神々から命名されている[36]。
今日において、ほとんどの言語でNeptuneという名称が使用されている。中国語、ベトナム語、日本語、朝鮮語ではこの名称は「海王星」と訳されるようになった[37][38]。モンゴル語では、海の支配者である同名の神の役割を反映して、Dalain Van（Далайн ван）と呼ばれている。現在のギリシャ語では、海王星はネプトゥーヌスのギリシャ語にあたるPoseidon（Ποσειδώνας, Poseidonas）と呼ばれる[39]。ヘブライ語では、海王星の正式名称として、2009年にヘブライ語アカデミーで管理されていた詩篇に登場する海の怪物に因んだ"Rahab"（רהב）という名称が選定された。既存のラテン語では、一般的にNeptu（נפטון）という名称が使用されている[40][41]。マオリ語ではマオリ神話に登場する海の神に因んでTangaroaと呼ばれている[42]。ナワトル語ではTlāloccītlalliと呼ばれており、これは雨の神トラロックに因んでいる[42]。タイ語では、海王星はヒンドゥー教において月の交点に存在するとされるケートゥ（केतु）を西洋化した、Dao Nepjun（ดาวเนปจูน）もしくはDao Ketu（ดาวเกตุ, Star of Ketu）という名称が用いられる。
状況
1846年の発見から1930年の冥王星の発見まで、海王星は最も外側にある惑星として知られていた。発見された時は冥王星は惑星とみなされ、楕円軌道によって冥王星が海王星よりも太陽に接近した1979年から1999年までの20年間を除き、海王星は2番目に遠い惑星となった[43] 。1992年にエッジワース・カイパーベルトが発見されたことによって、冥王星を惑星とみなすべきか、それともカイパーベルトの一部とみなすべきかについて、多くの天文学者たちの間で議論が交わされた[44][45]。2006年に国際天文学連合（IAU）は初めて惑星の定義を制定したことにより、冥王星は準惑星に再分類され、海王星は再び太陽系で最も外側にある惑星となった[46]。
物理的性質
地球と海王星の大きさの比較
海王星の質量は1.0243 ×1026kgで[2]、これは地球の17倍、木星の19分の1に相当し[注 4]、地球とより大きな巨大ガス惑星の中間の規模を持つ。気圧1 barでの重力加速度は地球の1.14倍に相当する11.15 m/s2で[2]、これは太陽系内の惑星では木星に次いで大きい値である[47]。赤道半径は地球の約4倍の24,764 kmである[8]。海王星は天王星と似ており、木星や土星よりも小型で、含まれている揮発性物質の濃度が高いことから木星型惑星のサブクラスである天王星型惑星（巨大氷惑星）に分類される[48]。太陽系外惑星の探査では、英語名の「Neptune」は比喩的に使用されている。科学者たちが太陽系外で発見された様々な天体を「Jupiters」と呼ぶように、海王星と同等の質量を持つ天体はしばしば「Neptunes」と呼ばれる[49]。
内部構造
海王星の内部構造は天王星と似ている。海王星の大気は全質量の5～10%を占め、大気圏の厚さは全体半径の10～20%、中心の核における大気圧は約10 GPa。すなわち地球上の大気圧の約10万倍に達する。大気圏の下層に近づくに従い、メタン・アンモニア・水の濃度が上昇する[18]。
海王星の内部構造
- 上層の大気や雲
- 水素やヘリウム、メタンのガスから成る大気
- 水やアンモニア、メタンの氷から成るマントル
- 岩石（ケイ酸塩とニッケル鉄）から成る核
マントルの質量は地球の10～15倍に相当し、水やアンモニア、メタンが豊富に含まれている[4]。惑星科学分野の習慣では、このような状態は高温で高密度な液体であるにもかかわらず「氷」と呼ばれる。この高い電気伝導率を持つ液体は、しばしば「水とアンモニアの海（water-ammonia ocean）」 と呼ばれる[50]。マントルは水分子が水素および酸素のイオンに分解されてできた「イオン水」(ionic water) の層によって構成され、さらに深部では酸素が結晶化し、水素イオンがその結晶格子の中を漂う「超イオン水（superionic water）」の状態にある層から成っているとされる[51]。深さ7,000 kmの深度では、マントル中のメタンがダイヤモンドの結晶へと分解され、雹のような形で中心核に向かって降り注いでいる状態になっているかもしれない[52][53][54]。ローレンス・リバモア国立研究所での超高圧実験では、マントルの最上部は浮遊固体の「ダイヤモンド」を含む液体炭素の海になっている可能性が示唆されている[55][56][57]。
海王星の核は、鉄やニッケル、ケイ酸塩で構成され、内部モデルでは地球の核の1.2倍の質量を持つことが示されている[58]。中心部の圧力は7Mbar（700 GPa）で、これは地球の中心部の約2倍に相当し、温度は約5,400 Kとされている[18][19]。
大気
可視光線と近赤外線を画像を組み合わせた海王星の画像。大気中にメタンの存在を示す帯と4つの衛星（プロテウス・ラリッサ・ガラテア・デスピナ）が映し出されている。
メディアを再生する海王星とその衛星のタイムラプス動画
海王星の上層の大気には、水素が80%、ヘリウムが19%[18]、そして微量のメタンが含まれている。顕著なメタンの吸収帯は、スペクトル上の赤および赤外部分において、600 nmを超える波長を示す部分に存在している。天王星の穏やかなシアン色と海王星の鮮やかなアジュール色とに違いはあるが、天王星と同じく、大気中に含まれるメタンによる赤色の光の吸収によって青い色合いになっている[59]。しかし、大気中に含まれるメタンの含有量は天王星と類似しているため、天王星に比べより青みが深い理由はいくつかの未知の化合物によるものと考えられている[16]。
海王星の大気は、高度と共に温度が下がる下層の対流圏と高度と共に温度が上がる上層の成層圏の2つの領域に分けられる。その境界である対流圏界面での気圧は0.1 bar（10 kPa）になっている[15]。さらに上層になると、成層圏の気圧は×10−5～×10−4 bar（1～10 Pa）以下になり熱圏となる[15]。熱圏よりさらに上層になると徐々に外気圏へと変わる。
高度の高い雲の帯が下層の雲の上面に影を落としている様子
モデルでは、海王星の対流圏が高度に応じて異なる組成の雲に覆われていることが示唆されている。上層部の雲は1 bar以下の気圧下にあり、この領域はメタンが凝縮するのに適した温度になっているとされている。1～5 bar（100～500 kPa）の気圧下ではアンモニアと硫化水素の雲が形成されると考えられている。5 bar以上の気圧下では、雲はアンモニアや硫化アンモニウム、硫化水素、水から成っているかもしれない。温度が273 K（0 ℃）に達する気圧約50 bar（5 MPa）の状況下では水の氷から成る雲が存在しているはずである。さらにその下層には、アンモニアと硫化水素の雲が見られるかもしれない[60]。
高度が高いところにある雲が下層の不透明な雲の上面に影を落としている様子が観測されている。中には一定の経度を保ちながら、海王星を一周する雲の帯も存在している。こうした雲の帯の幅は50～150 kmで、下層の雲の約50～110 km上空に存在している。この高度は、天候の変化が生じる対流圏である。これより高度が高い成層圏や熱圏では天候の変化は生じない。
海王星のスペクトルからは、エタンやアセチレンといったメタンが紫外線で光分解された際の生成物が凝縮したため、その下層部が曇っていることが示されている[18][15]。成層圏には、微量の一酸化窒素とシアン化水素も存在している[15][61]。海王星の成層圏は炭化水素の濃度が高いため、天王星の成層圏よりも温度が高くなっている[15]。
海王星の熱圏は750 K（477 ℃）と異常に高くなっているが、その理由ははっきりしていない[62][63]。この熱が紫外線によって生じるにはあまりにも太陽から離れている。この熱を生み出すメカニズムの候補の一つとして、海王星の磁場中のイオンと大気の相互作用が挙げられる。その他の候補としては、内部から発せられて大気圏内で消散された重力波に起因している可能性が挙げられている。熱圏には、微量の二酸化炭素と水が含まれているが、これらは隕石や砂埃などによって外部からもたらされた可能性がある[60][61]。
磁気圏
海王星の磁気圏は天王星に似ている。その磁場は海王星の自転軸に対して47°も傾いており、磁気軸が海王星の物理的中心から少なくとも海王星の半径の0.55倍（約13,500 km）もずれている。ボイジャー2号が海王星に到着するまでは、先に海王星と同じように傾斜している天王星の磁場は天王星の横向きの自転によるものと仮定されていた。2つの惑星の磁場の比較において、科学者たちはこの磁場の極端な傾きは惑星内部の流動によるものかもしれないと考えている。この磁場は、薄く球形になっている電気伝導体の殻の中にある導電性の液体（おそらくアンモニア、メタン、水が混合している[60]）のダイナモ活動による対流運動によって発生しているかもしれない[64]。
海王星の磁気赤道における磁場の双極性成分は約14 μT（0.14 G）[65]、双極子磁気モーメントは約2.2×1017 T·m3（約14 μT·RN3、ここでのRNは海王星半径を指す）である。海王星の磁場は、双極子モーメントの強度を超える可能性がある四重極モーメントを含んでおり、複雑な構造を有している。それとは対照的に、地球、木星、土星は比較的小さな四重極モーメントしか持たず、それらの磁場は自転軸からあまり傾いていない。海王星の大きな四重極モーメントは、惑星の中心からのズレと磁場のダイナモ発生の幾何学的な制約による結果であるかもしれない[66][67]。
磁気圏が太陽風を減速させ始める海王星のバウショックは海王星半径の34.9倍（約86万 km）離れた距離で発生している。磁気圏の圧力が太陽風と釣り合う磁気圏界面は海王星半径の23～26.5倍（約56万6,000～66万 km）離れている。磁気圏の後部は、海王星半径の少なくとも72倍（約177万 km）、もしくはさらに遠方まで伸びているとされている[66]。
気候
コントラストを強調した大暗斑（中央）とスクーター（中央の白い雲）[68]と小暗斑（下）の画像
海王星の気候の大きな特徴は非常にダイナミックな暴風構造である。海王星の大気中の風速は600 m/s（2,200 km/h）に達し、超音速流に近い[17]。持続性のある雲の動きを追跡することによって、より一般的には風速は東方向に20 m/sから西向きに325 m/sの範囲にまで変化していることが示されている[69]。雲頂での卓越風の風速は、赤道では400 m/s、極付近では250 m/sとなっている[60]。海王星の風の大部分は、惑星の自転方向と反対向きに吹いている[70]。
海王星は、典型的な気象活動のレベルでは天王星と大きく異なっている。ボイジャー2号は1989年に海王星をフライバイ（接近飛行）している間に海王星の気象現象を観測したが[71]、1986年に天王星をフライバイしている間に天王星でそのような気象現象は発生していなかった。
北半球の大暗斑は巨大な暴風構造の証拠である[72]
海王星の赤道でのメタン、エタン、アセチレンの含有量は極地域よりも10～100倍多くなっている。光化学では、子午面循環無しでこの分布を説明することはできないため、この分布はこれらの物質が赤道で上昇し、極付近で下降している証拠として解釈されている[15]。
ハッブル宇宙望遠鏡で、表面の変化が観測されており、海王星にも地球同様に季節がある可能性を示唆している[73][74][75][76]。2007年に、海王星の南極上空にある対流圏の温度が周辺より約10 K高く、温度が平均で約73 K（約-200 ℃）になっていることが判明した[77][78]。これは、対流圏の他の場所で凍っているメタンを極付近の成層圏に放出するのに十分な温度差である[79]。この相対的な「ホットスポット」は海王星の自転軸の傾きによるもので、これは海王星の1年における最後の四半期、すなわち地球での約40年間は南極に太陽光が照らすようになっていたのが原因であるとされている。海王星が軌道を公転して、太陽を挟んでその反対側の移動すると、南極に太陽光が届かないようになり、逆に北極が照らされるようになってメタンの放出も北極に移動するとみられる[77]。
季節的変化のため、海王星の南半球にある雲の帯がサイズが大きくなってアルベドが高くなっている様子が観測されている。この傾向は1980年に初めて観測され、2020年ごろまで続くと予想されている。海王星の長い公転周期は、それぞれ約40年続く季節を生み出している[74][80]。
嵐
ボイジャー2号が撮影した大暗斑
1989年に縦6,600 km、横幅13,000 kmに渡る高気圧性の嵐構造である大暗斑（英語: Great Dark Spot）がNASAのボイジャー2号による観測で発見された[71][80]。この大暗斑は木星の大赤斑に似ている[81]。しかし、約5年後の1994年11月2日に行われたハッブル宇宙望遠鏡による観測では、大暗斑は消失していたが、その理由は分かっていない[73]。その代わりに、海王星の北半球では大暗斑に似た新しい嵐が発見された[82]。
大暗斑の下に見える白い雲の塊からなるもう一つの嵐はスクーター（英語: Scooter）と呼ばれる[81]。この名称は、1989年にボイジャー2号が海王星に接近するまでの数ヶ月間の間に、スクーターが大暗斑よりも速く移動している様子が観測されたことから初めて使用された（後に得られた画像から、ボイジャー2号によって最初に検出されたものよりもさらに速く移動する雲の存在も明らかになった）[70]。小暗斑（英語: Small Dark Spot）は南半球に発生する低気圧性の嵐で、1989年の接近飛行の際に観測された2番目に大きな嵐である。当初は完全に暗かったが、ボイジャー2号が海王星に接近するにつれて、明るい中心部が発達し、最高解像度で撮影された画像のほとんどで確認することができる[83]。
海王星の渦の収縮[84]
海王星の暗斑は、明るい雲の模様より高度が低い対流圏で発生していると考えられているので[85]、それらは上部の雲に穴が開いているように見える。これらの構造は数ヶ月間持続することができる安定した現象のため、これらは渦構造であると考えられる[86]。対流圏界面付近で形成されるメタンの雲は、しばしば暗斑と共に明るくなることがある[87]。暗斑は、赤道に近づいた時もしくは他の未知のメカニズムを介して移動した時に消滅することがある[88]。
内部加熱
ハッブル宇宙望遠鏡の広視野カメラ3で数時間間隔で撮影した4枚の海王星の画像[89]
（提供: NASA/ESA）
天王星よりも多様な海王星の気象は、その大きな内部加熱によるものとされている。太陽から海王星までの距離は、太陽から天王星までの距離の50%以上離れており、日射量は天王星の約40%しかないが[15]、2つの惑星の表面温度はほぼ同じになっている[90]。海王星が太陽から受けるエネルギーは地球の約900分の1しかなく[80]、対流圏の上部は51.8 K（-221.3 ℃）という低温に達しているが、大気圧が1 bar（100 kPa）になる深度では、温度は72 K（-201.15 ℃）になっている[91]。内部になればなるほど、ガスの層の温度は着実に上昇する。天王星と同様にこの加熱の原因は不明だが、その上昇率には大きな違いがある。天王星は太陽から受けるエネルギーの1.1倍しかエネルギーを放射しないが[92]、海王星は約2.61倍のエネルギーを放射している[93]。海王星は太陽から最も遠い惑星ではあるが、その内部からのエネルギーは太陽系で見られる中で最も高速の風を発生させるのには十分である。2つの惑星の見かけ上の類似性を保ちつつ、同時に天王星の内部からのエネルギー放射が欠如しているのを説明することは難しいが、その内部の熱的性質に依存して、海王星の形成から残された熱は現在のその熱の流れを説明するのに十分かもしれない[94]。
軌道と自転
海王星（赤い円弧）は、地球が164.79周回るごとに太陽を中心に1周する。 ライトブルーの球体は天王星を表す。
海王星と太陽の間の平均距離は約45億 km（30.1 au）であり、±0.1年の変化はあるが平均164.79年で軌道を公転している。近日点距離は29.81 auで、遠日点距離は30.33 au[95]。
2011年7月11日、海王星は1846年の発見以来、初めて軌道を1周した[96]。その時、地球は軌道上において海王星発見時とは別の地点に位置していたため、観測することは出来なかった。しかし太陽系の重心に関連した太陽の運動によって、正確にはまだその発見された位置には達していなかった。より一般的な太陽中心座標系を使用する場合、発見された位置に達したのは翌日の7月12日となる。軌道離心率は0.0085で地球よりも真円に近い軌道を持つ[9][97][98]。
海王星の軌道は、地球と比較して1.77°傾いている[2]。
海王星の自転軸の傾き（赤道傾斜角）は28.32°で[99]、この値は地球（23°）や火星（25°）に似ている。この結果、海王星は地球と同じように季節変化の影響を受けており、海王星の長い公転周期によってそれぞれの季節が地球において約40年続く[74]。自転周期は約16.11時間となっている[9]。
海王星は固体ではないので、大気は差動回転の影響を受ける。長さが長い赤道では約18時間の周期で自転しているが、これは海王星の磁場の自転周期である16.11時間よりも遅い。これとは逆に、極付近では自転周期が約12時間で、逆のことが言える。海王星の差動回転は太陽系の惑星の中で最も顕著で[100]、それによって高緯度の風に剪断をさせている[86]。
軌道共鳴
海王星によって引き起こされたエッジワース・カイパーベルトの主な軌道共鳴を示した図。2:3の軌道共鳴を起こしているのなら冥王星族、非共鳴ならキュビワノ族（古典的カイパーベルト）、1:2なら共鳴外縁天体に分類される。
海王星の軌道は、エッジワース・カイパーベルト（カイパーベルト）と呼ばれる、そのすぐ外側の領域に大きな影響を与えている[80]。カイパーベルトは小惑星帯に似ているが存在範囲は大きく、氷から成る小天体がリング状に分布しており、太陽からは約30 auから約55 auの領域に存在している[101]。木星の重力が小惑星帯を形作っているのと同じように、カイパーベルトは海王星の重力によって影響を受けている。太陽系の時代経過において、カイパーベルトの存在領域は海王星の重力によって変動しており、カイパーベルトの中に小天体があまり存在していない隙間が生じる。太陽から40～42 au離れた領域がその一例である[102]。
太陽系が形成されて以来、天体が安定して存在し続けることができる軌道がこの領域内に存在している。これらの軌道は、海王星の公転周期との比が1:2や3:4のように簡単な数で表せる軌道共鳴が起きているときに存在できる。たとえば1:2の軌道共鳴の場合、ある天体が太陽を2回公転しているうちの海王星が1回公転している。すなわち海王星が太陽の周りを公転して元の位置に戻った際、この天体は軌道の半分しか進んでいないことを意味する。海王星と軌道共鳴を起こしているカイパーベルトの中で最も多いのは2:3の軌道共鳴を起こしているもので、知られているだけでも200個以上存在している[103]。これらの天体は海王星が3回公転する間に軌道を2回公転しており、それに属する最大の天体が冥王星なので冥王星族と呼ばれる[104]。冥王星は定期的に海王星の軌道を横断するが、2:3の軌道共鳴によって互いが衝突したり接近したりすることはない[105][106]。他にも3:4や3:5、4:7、2:5の軌道共鳴を起こしている天体もあるが、こうした天体の数はそれほど多くない[107]。
太陽と海王星のラグランジュ点L4とL5の両方には数多くのトロヤ群天体が存在している[108]。海王星のトロヤ群は、海王星と1:1の軌道共鳴を起こしているとみなせる。海王星のトロヤ群の一部は軌道がとても安定しており、これらは捕獲されたのではなく軌道上で海王星と共に形成された可能性がある。海王星の公転方向に対して後方に位置するL5に関連していると思われた最初の天体は2008 LC18だった[109]。海王星はまた、2007 RW10と呼ばれる一時的な準衛星を持っている[110]。この天体は12,500年間、準衛星となっているが今後12,500年に渡って現在のような動的な状態にあると推測されている[110]。
形成と移動
木星以前の惑星とカイパーベルトの位置の変化を示すシミュレーション
a) 木星と土星が2:1の軌道共鳴になる前
b) 海王星の軌道の変化によってカイパーベルトが内側に散乱した後
c) 散乱したカイパーベルト天体が木星によって弾き飛ばされた後
天王星型惑星である天王星と海王星の形成は、正確にモデル化することが困難であることが知られている。現在のモデルでは、太陽系の外縁領域における物質密度が、伝統的な惑星形成理論である「コア集積モデル」でそのような大きな天体を形成させるのには低すぎることが示唆されており、この問題を解決するために様々な仮説が提唱された。その一つとして、天王星型惑星がコアの集積（降着）によってではなく、原始惑星系円盤内の不安定性から形成され、後に近傍の大質量のOB型星からの放射によって周囲の円盤が吹き飛ばされたとするものがある[48]。
別の概念として、これらの天体がより物質密度が高かった太陽の近くで形成されて、原始惑星系円盤が消滅した後に現在の軌道に移動したとするものがある[111]。カイパーベルトで観測された小天体の数をより良く説明できるため、形成後に移動したという仮説は多くの支持を得ている[112]。この仮説の詳細について現在最も広く受け入れられている説明は、移動する海王星や他の巨大惑星がカイパーベルトの構造に影響を与えていたとするニースモデルである[113][114][115]。
衛星
ハッブル宇宙望遠鏡で撮影された海王星とプロテウス（上）、ラリッサ（右下）、デスピナ（左）の自然色画像
海王星には14個の既知の衛星が存在している[2][116]。トリトンは海王星最大の衛星で、海王星の周回軌道上において全質量の99.5%以上を占めており[注 5]、回転楕円体になっている唯一の天体である。トリトンは海王星の発見から17日後にウィリアム・ラッセルによって発見された。太陽系内の他の大型衛星とは異なって逆行軌道を描いており、このことはトリトンが海王星と共に形成されたのではなく、外部から捕獲された天体であることを示している。捕獲されるまでは、カイパーベルト内に位置する準惑星規模の天体であったとされている[117]。自転と公転の同期（潮汐固定）を受けるのには十分海王星に近く、そして潮汐加速によって海王星に向かってゆっくりと螺旋軌道を描いている。今後約36億年以内に、トリトンは海王星のロッシュ限界に達して崩壊してしまうと考えられている[118]。1989年、トリトンは太陽系で最も温度が低い天体であると測定され[119]、その推定温度は38 K（-235 ℃）であった[120]。
発見順において海王星の第2衛星として知られている、不規則衛星のネレイドは太陽系の中で最も歪んだ軌道を持つ衛星の一つである。0.7512に及ぶ軌道離心率によって、遠海点は近海点よりも7倍海王星から離れる[注 6]。
海王星の衛星プロテウス
ハッブル宇宙望遠鏡が撮影した、衛星Hippocampと以前から知られていたより内側の衛星と環の画像
1989年7月から9月にかけて、ボイジャー2号は新たに海王星の衛星を6個発見した[121]。これらのうち、不規則な形状をした衛星プロテウスは、自身の重力で球状になることができない最大級の大きさの天体として注目されている[122]。海王星では2番目に大きな衛星であるが、質量はトリトンのわずか0.25%しかない。海王星で最も内側を公転している4つの衛星、ナイアド、タラッサ、デスピナ、ガラテアは海王星の環の中に入るほど海王星に近い[123]。次に近いラリッサは、1981年に恒星を掩蔽したことで発見された。当時は、この掩蔽は環に起因しているとされたが、1989年にボイジャー2号が海王星を観測した際にラリッサがそれを引き起こしたことが確認された。2002年から2003年までの間に新しく発見された5個の不規則衛星が、2004年に発表された[124][125]。2013年には、ハッブル宇宙望遠鏡によって撮影された複数の画像を組み合わせた結果、海王星の衛星の中では現時点で最も小さな新衛星Hippocamp（S/2004 N 1）が発見された[126][127]。海王星の名称の由来はローマ神話の海の神に因むため、海王星の衛星には、より小さな海の神に因んで命名される[36]。
環
海王星の環
海王星も環を持っているが、土星の環と比べると遥かに微かである。環は、ケイ酸塩または炭素をベースとした物質で覆われた氷の粒子から成ると考えられている[128]。主な環は3つあり、それぞれ海王星の中心から63,000 km離れたところにある狭い環はアダムズ環、53,000 km離れたところにある環はルヴェリエ環、そして42,000 km離れた位置にある広く薄い環はガレ環と呼ばれる。ルヴェリエ環の外側にある微かな環はラッセル環と呼ばれ、外縁は海王星の中心から57,000 km離れたところにあるアラゴ環に囲まれている[129]。アダムズ環の外側には名称のついていない淡い6本目の環がある[80]。
これらの環は1968年にEdward Guinan率いるチームによって初めて観測された[20][130]。1980年代初頭には、このデータをより新しい観測結果と共に分析した結果、海王星の環が不完全な状態になっているとする仮説が提唱された[131]。1984年の恒星の掩蔽観測で、海王星が恒星を覆い隠すときは環も恒星を覆い隠したが、恒星が出現した際に環は恒星を覆い隠していなかった。これは、環に隙間が存在している可能性を示す証拠とされた[132]。そして1989年に撮影されたボイジャー2号の画像に、いくつかの微かな環が写されたことから、この問題は解決された。
一番外側の環であるアダムズ環には現在、Courage、Liberté、Egalité 1、Egalité 2、Fraternité（それぞれ勇気、自由、平等、友愛という意）と呼ばれる5つの主な「アーク（弧）」と呼ばれる部分が存在している[133]。このアークは、運動法則に基づく予測では短期間の間に環全体に一様に分布するとされたので、その存在を説明するのが困難であった。現在、天文学者たちは、アークは内側に存在している衛星ガラテアの重力効果によってこのような形になったと考えている[134][135]。
2005年に発表された地球からの観測では、海王星の環が以前考えられていたよりもはるかに不安定である事が示された。2002年と2003年にW・M・ケック天文台で撮影された画像とボイジャー2号が撮影した画像を比較すると、環が減衰している様子が伺える。基本的にアークは安定しているが、アークも徐々に暗くなっている様子が観測されており[136]、特にその一つであるLibertéはあと1世紀ほどで消滅してしまうかもしれない[137]。
観測
2018年、ヨーロッパ南天天文台は地球上から海王星の鮮明で高解像度の画像を得るための、独自のレーザーをベースとした観測方法を開発した
海王星は1980年から2000年の間に著しく明るくなった[138]。海王星の視等級の範囲は現在、7.67等から7.89等の範囲で、平均は7.78等、標準偏差は0.06等となっている[1]。1980年以前の視等級は8等級と暗かった[1]。海王星は肉眼で観望するには淡すぎるため、木星のガリレオ衛星や準惑星のケレス、小惑星のベスタ、パラス、イリス、ジュノー、へーべと混合されてしまう可能性がある[139]。望遠鏡や強力な双眼鏡があれば、天王星に似た外観の青い天体として海王星を観測することができる[140]。
地球からの距離が遠いため、その角直径は太陽系の惑星の中では最小の2.2～2.4秒角となっている[2][3]。見かけの大きさが小さいため、視覚的に研究することは困難である。望遠鏡による観測のほとんどは、ハッブル宇宙望遠鏡や補償光学（AO）を備えた大型の望遠鏡が出現するまではかなり限られていた[141][142][143]。補償光学を用いた地上望遠鏡からの海王星の最初の科学的に有用な観測は、1997年にハワイで行われた[144]。海王星は現在、季節が春から夏に変化しつつある時期に入っており、それによって気温が上昇して大気活動と明るさが強くなっていることが示されている。技術的進歩と相まって、補償光学を備えた地上望遠鏡は、ますます鮮明な画像を記録するようになっている。ハッブル宇宙望遠鏡と地球上の補償光学を備えた望遠鏡は1990年代中頃から、太陽系内において数々の発見を成し遂げてきたが、とりわけ木星以遠の惑星の衛星数が大幅に増加した。2004年と2005年に、直径38～61 kmの新たな海王星の衛星が5個発見された[145]。
地球から見ると、海王星は367日ごとに逆行運動を繰り返す。その結果、逆行運動を起こしている間、海王星は背景の恒星に対してループしているように見える。これらのループは2010年4月と7月、2011年10月と11月に、海王星を1846年に発見された座標に近づけさせた[97]。
無線周波数帯での観測では、海王星が連続放射と不規則なバーストの両方の源であることが示されており、この両方の発生源は、回転する磁場から生じると考えられている[60]。スペクトルの赤外線部分では、海王星の嵐は背景に対して明るく見える。それによってこれらの特徴の大きさと形を容易に追跡することができる[146]。
アリゾナ大学の研究チームが、ボイジャー2号やハッブル宇宙望遠鏡の画像から、ほぼ正確な自転周期を求めることに成功している[147]。
探査
ボイジャー2号が撮影したトリトンの集成写真
ボイジャー2号は海王星を訪れた唯一の宇宙探査機で、海王星に最も接近したのは1989年8月25日だった。探査機が訪れる最後の主要天体で、今後の軌道の影響を考慮する必要が無かったため、ボイジャー1号が土星の衛星タイタンに接近したように、衛星トリトンへの接近飛行が行われた。ボイジャー2号から地球に中継された画像は、1989年の公共放送サービスの終夜番組、Neptune All Nightの基礎となった[148]。
海王星に接近中、探査機からの信号が地球に到達するには246分を要した。したがって、ボイジャー2号の任務のほとんどは、海王星の接近のためにあらかじめ組み込まれていたコマンドに依存されていた。8月25日にボイジャー2号が海王星の大気上空4,400 km以内に接近する前に衛星ネレイドに近接接近し、そして同日遅くに最大の衛星トリトンの近くを通過した[149]。
ボイジャー2号は海王星を取り巻く磁場の存在を確認し、磁場が中心からずれており、天王星の磁場と同じように傾いていることが判明した。海王星の自転周期は電波放射の測定値を用いて求められ、また海王星には驚くほど活発な大気活動があることも示された。また、海王星の衛星を新たに6個発見し、複数本の環が存在していることも確認された[121][149]。
海王星のフライバイはまた、以前に計算されていたものよりも0.5%少ない初めての正確な海王星の質量の推定値をもたらした。この新たな形態は、未発見の惑星Xが海王星と天王星の軌道に作用したという仮説を反証することとなった[150][151]。
2008年10月16日、冥王星探査のために打ち上げられた探査機ニュー・ホライズンズが、約37億5,000万 km 離れた位置から海王星とトリトンの画像を撮影した[152]。
ボイジャー2号のフライバイミッション後、海王星系の科学的探査における次のステップは、旗艦軌道ミッション（Flagship orbital mission）であると考えられている[153]。このような仮説的ミッションは2020年代後半または2030年代初頭に可能に予想されている[153]。しかし、海王星への探査ミッションを早く実施するための議論が行われたことがある。2003年には、土星探査機カッシーニに似たNASAによる「Neptune Orbiter with Probes」ミッションが提案された[154]。もう一つ、最近提案された計画として、2020年打ち上げ予定のフライバイ探査機Argoである。Argoは木星、土星、海王星、カイパーベルトを訪問することが予定されており、焦点となる海王星とトリトンの探査は2029年頃になるとされている[155]。また、ニュー・ホライズンズのミッション内容に海王星の接近探査が含まれる可能性もあった（後に断念された）。
人類と海王星
占星術
海王星は古代には知られていなかったため七曜・九曜には含まれないが、10大天体の1つである。
西洋占星術では、双魚宮（うお座）の支配星（海王星発見以前は木星が支配星とされていた）である。見えないものを示し、石油、石油製品、霊感、海に当てはまる[156]。
海王星を扱った作品
脚注
注釈
^ 軌道要素は太陽の重心と海王星の重心におけるもので、元期J2000.0の接触軌道における瞬間的な値である。重心は、惑星の中心とは対照的に、周囲の衛星の運動によって変化しない。
- ^ abcdef大気圧が1 bar（100 kPa）を超える範囲までを示す。
^ 海王星の質量が大きいほど重力により大気が圧縮されるため、海王星は天王星よりも密度が高く、物理的に小さくなる。
^ 地球の質量を5.9736 ×1024 kgとして、地球と海王星の質量比が求められる。
- MNeptuneMEarth=1.02×10265.97×1024=17.09.{displaystyle {tfrac {M_{text{Neptune}}}{M_{text{Earth}}}}={tfrac {1.02times 10^{26}}{5.97times 10^{24}}}=17.09.}
天王星の質量を8.6810×1025 kgとして、地球と天王星の質量比が求められる。
- MUranusMEarth=8.68×10255.97×1024=14.54.{displaystyle {tfrac {M_{text{Uranus}}}{M_{text{Earth}}}}={tfrac {8.68times 10^{25}}{5.97times 10^{24}}}=14.54.}
木星の質量を1.8986×1027kgとして、海王星と木星の質量比が求められる。
- MJupiterMNeptune=1.90×10271.02×1026=18.63.{displaystyle {tfrac {M_{text{Jupiter}}}{M_{text{Neptune}}}}={tfrac {1.90times 10^{27}}{1.02times 10^{26}}}=18.63.}
質量値はWilliams, David R. (2007年11月29日). “Planetary Fact Sheet – Metric”. NASA. 2019年3月1日閲覧。より
- MNeptuneMEarth=1.02×10265.97×1024=17.09.{displaystyle {tfrac {M_{text{Neptune}}}{M_{text{Earth}}}}={tfrac {1.02times 10^{26}}{5.97times 10^{24}}}=17.09.}
^ トリトンの質量は 2.14×1022 kg。知られているその他の12個の海王星の衛星の合計質量は 7.53××1019 kg で、トリトンの0.35%に相当する。環の質量はごくわずかである。
^ rarp=21−e−1=2/0.2488−1≈7.039.{displaystyle {tfrac {r_{a}}{r_{p}}}={tfrac {2}{1-e}}-1=2/0.2488-1approx 7.039.}
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参考文献
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ISBN 978-4-86313-143-9。
関連項目
太陽系外縁天体 - 海王星以遠天体とも呼ばれていた
ネプツニウム - 海王星に因んで命名された元素- ホット・ネプチューン
- コールド・ネプチューン
外部リンク
- ザ・ナインプラネッツ日本語版（海王星）
- NASA's Neptune fact sheet
Neptune from Bill Arnett's nineplanets.org
Neptune Astronomy Cast episode No. 63, includes full transcript.
Neptune Profile at NASA's Solar System Exploration site
Planets – Neptune A children's guide to Neptune.- Merrifield, Michael (2010年). “Neptune”. Sixty Symbols. Brady Haran for the University of Nottingham. 2019年3月1日閲覧。
Neptune by amateur (The Planetary Society)- Interactive 3D visualisation of Neptune and its inner moons
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