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{{天体 物理 |
{{天体 物理 |
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| 色 = ガス天体 |
| 色 = ガス天体 |
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| 赤道直径 = [[1 E8 m|142,984 km]]<ref name=Kanemitsu>{{cite web|url=http://www.fukuoka-edu.ac.jp/~kanamitu/study/tnp/tnpjp/nineplan/jupiter.htm |title=木星に関する事実|author=金光理|publisher=[[福岡教育大学]]教育学部 |accessdate=2011-05-05}}</ref> |
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| 赤道直径 = [[1 E8 m|142,984 km]] |
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| 直径 = |
| 直径 = |
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| 半径 =（平均）69,911 ± 6km<ref name=Seidelmann2007>{{cite journal |last= Seidelmann| first= P. Kenneth |coauthors= Archinal, B. A.; A’Hearn, M. F.; et al. |title= Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006 |journal= Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy |volume=90 |issue= 3|pages=155–180|year=2007 |
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| 半径 = |
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|doi=10.1007/s10569-007-9072-y |url=http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1007/s10569-007-9072-y |
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| 表面積 = 6.41{{e|10}} [[平方キロメートル|km<sup>2</sup>]] |
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|accessdate=2011-05-05|language=英語}}</ref><ref name=1bar>Refers to the level of 1 bar atmospheric pressure</ref> |
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| 体積 = |
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| 表面積 = 6.21796{{e|10}} [[平方キロメートル|km<sup>2</sup>]]<ref name=1bar/> |
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| 体積 =1.43128{{e|15}}km<sup>3</sup><ref name="fact">{{cite web|url = http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/jupiterfact.html|title = Jupiter Fact Sheet|publisher = NASA|last = Williams|first = Dr. David R.|accessdate = 2011-05-01|date = November 16, 2004}}</ref><ref name=1bar/> |
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| 質量 = 1.8986{{e|27}} [[キログラム|kg]]<ref name="fact"/> |
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| 相対対象1 = 地球 |
| 相対対象1 = 地球 |
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| 相対質量1 = 317. |
| 相対質量1 = 317.8<ref name="fact"/> |
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| 相対対象2 = |
| 相対対象2 = |
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| 相対質量2 = |
| 相対質量2 = |
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| 平均密度 = 1. |
| 平均密度 = 1.326 [[グラム毎立方センチメートル|g/cm<sup>3</sup>]]<ref name="fact"/><ref name=1bar/> |
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| 表面重力 = |
| 表面重力 = 24.79 [[メートル毎秒毎秒|m/s<sup>2</sup>]]<ref name="fact"/><ref name=1bar/> |
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| 脱出速度 = 59. |
| 脱出速度 = 59.5 km/s<ref name="fact"/><ref name=1bar/> |
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| 自転周期 = 9時間55.5分<br />（0.4135 日）<ref>{{cite web |author = Seidelmann, P. K.; Abalakin, V. K.; Bursa, M.; Davies, M. E.; de Burgh, C.; Lieske, J. H.; Oberst, J.; Simon, J. L.; Standish, E. M.; Stooke, P.; Thomas, P. C. |year = 2001|url = http://www.hnsky.org/iau-iag.htm |title = Report of the IAU/IAG Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements of the Planets and Satellites: 2000 |publisher = HNSKY Planetarium Program | accessdate=2011-05-05|language=英語}}</ref> |
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| 自転周期 = 9時間55.5分<br />（0.4135 日） |
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| 絶対等級 = |
| 絶対等級 = |
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| 光度 = |
| 光度 = |
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| 光度係数 = |
| 光度係数 = |
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| アルベド = 0.52 |
| アルベド = 0.52([[:en:Geometric albedo|geom.]])<ref name="fact"/> |
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| 赤道傾斜角 = 3.13 度 |
| 赤道傾斜角 = 3.13 度<ref name="fact"/> |
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| 最小表面温度 = 110 [[ケルビン|K]] |
| 最小表面温度 = 110 [[ケルビン|K]] |
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| 平均表面温度 = 152 K |
| 平均表面温度 = 152 K |
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| 色 = ガス天体 |
| 色 = ガス天体 |
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'''木星'''（もくせい、{{lang-en-short|Jupiter}}）は、[[太陽系]]にある[[惑星]]の1つで、内側から5番目の公転軌道を周回している第5惑星である<ref name=Kanemitsu />。ガス質の「[[木星型惑星]]」に分類され<ref>[[#ニュートン(別2009)|ニュートン (別2009)、pp.18-19、太陽系の構成員]]</ref>、太陽系惑星の中で大きさ、質量ともに最大のものである<ref name=New24>[[#ニュートン(別2009)|ニュートン (別2009)、pp.24-25、惑星の密度と種類]]</ref>。 |
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[[ファイル:Jupiter interior.png|right|250px|thumb|'''木星の内部構造''' [[アメリカ航空宇宙局|NASA]]による推定。中心部には地球の12倍の質量を持つ岩石もしくは金属の核をもつ可能性がある（核は存在しないという説もある）。次の灰色で示した液体金属水素の層は木星半径の78%を占める。金属水素の上に気体の層が広がる。気体と金属水素の層の間には超臨界状態の水素の層が存在する可能性がある。]] |
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'''木星'''（もくせい、Jupiter）は[[太陽系]]の内側から5番目の[[惑星]]であり、太陽系内で最大の惑星である。その質量は、太陽系は[[太陽]]と木星とその他で出来ていると言えるほど大きい。木星及び木星と同様の[[気体|ガス]]を主成分とする惑星（ガス惑星）である[[土星]]のことを[[木星型惑星]]と呼ぶ（かつては[[天王星]]、[[海王星]]も含めていたが、現在では[[天王星型惑星|別のグループ]]に分けられている）。 |
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太陽系は[[太陽]]と木星とその他で出来ていると言えるほど大きい。木星及び木星と同様の[[気体|ガス]]を主成分とする惑星（ガス惑星）である[[土星]]のことを[[木星型惑星]]（巨大ガス惑星）と呼ぶ<ref name=New24 />。かつては[[天王星]]、[[海王星]]も含めていたが、現在では別の[[天王星型惑星]]（巨大氷惑星）に分けられている<ref name=New24 />。 |
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木星は古代から知られ観測されてきた。そして多くの文明で[[神話]]や[[信仰]]の対象となった。英語Jupiterは[[古代ローマ]][[ローマ神話|神話]]の神[[ユーピテル]]を語源とする<ref name=Kanemitsu /><ref>{{cite book|author=Stuart Ross Taylor|year=2001|title=Solar system evolution: a new perspective : an inquiry into the chemical composition, origin, and evolution of the solar system|edition=2nd, illus., revised|publisher=Cambridge University Press|isbn=0-521-64130-6|page=208}}</ref>。 |
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== 軌道 == |
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=== 公転 === |
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太陽からの平均距離は778{{e|7}}km（約5.2 [[天文単位|AU]]）である。仮に太陽を直径1mの球とすると、木星は約560m離れたところを周回していることになる<ref>[[#ニュートン(別2009)|ニュートン (別2009)、pp.26-27、惑星の密度と種類]]</ref>。周期は11.86年であり、これは[[土星]]の2/5に相当する。したがって、太陽系にある2つの巨大な木星型惑星は、その周期が[[軌道共鳴]]5:2の関係にある<ref>{{cite journal|last=Michtchenko|first=T. A.|coauthors=Ferraz-Mello, S.|title=Modeling the 5 : 2 Mean-Motion Resonance in the Jupiter–Saturn Planetary System|journal=Icarus|year=2001|month=February|volume=149|issue=2|pages=77–115 |
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|doi=10.1006/icar.2000.6539}}</ref>。 |
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=== 自転 === |
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木星の[[赤道傾斜角]]は非常に小さく3.13度しか傾いていない。この結果、惑星上には有意な[[季節]]変化がほとんど無いと考えられる<ref>{{cite web|url = http://science.nasa.gov/headlines/y2000/interplanetaryseasons.html |title = Interplanetary Seasons|publisher = Science@NASA | accessdate=2011-05-05|language=英語}}</ref>。この自転によって、[[赤道]]では1.67m/<sup>2</sup>の[[遠心力]]が働き重力24.79 m/<sup>2</sup>と相殺してこれを23.12 m/<sup>2</sup>まで減少させる。そしてこの力は木星の形状にも影響を与え、赤道の直径9275kmは[[自転軸]]の直径よりも7%程度膨らんだ楕円球の状態にある<ref name="lang03" /><ref name=Kagaku01>{{cite web |url = http://rikanet2.jst.go.jp/contents/cp0320a/contents/taiyoukei/mokusei/mokusei_01.html |title = 木星の概要|publisher = 独立行政法人科学技術振興機構|accessdate = 2011-05-05}}</ref>。 |
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視認できる惑星表面が[[固体]]ではない木星では、上層[[大気]]の[[差動回転]]が確認される。極域の大気は、赤道部分の大気よりも回転時間が5分長い。木星の自転は、大気の動きになどに則した3つの系（システム）に分けて説明される。システムⅠは赤道を挟んだ南北10度の領域で、最も速く9時間50分30秒で一周する。システムⅡはⅠを挟む南北部分の中緯度に当る領域で、周回時間は9時間55分40.6秒である。システムⅢは[[電波天文学]]によって定義される惑星[[磁気圏]]の回転を指し、固体核の自転周期と考えられ木星の公式な自転とみなされている<ref>{{cite book |first=Ian|last=Ridpath|year=1998 |title=Norton's Star Atlas|edition=19th |publisher=Prentice Hall|isbn=0-582-35655-5}}</ref><ref>{{cite web |author=福江純 |url = http://quasar.cc.osaka-kyoiku.ac.jp/~fukue/lecture/astronomy/hydro2.pdf |format=PDF|title = 天体の流体力学 14 回転星の大気構造|publisher =[[大阪教育大学]] |accessdate = 2011-04-29}}</ref>。 |
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== 物理的性質 == |
== 物理的性質 == |
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=== 大きさ === |
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木星の[[質量]]は、太陽系の木星以外の惑星全てを合わせたものの2.5倍ほどある。木星の質量のため、太陽系全体の[[重心]]は太陽の中心ではなく太陽の表面付近に位置している（太陽[[半径]]の1.068倍の位置にある）。[[地球]]との比較では質量は318倍、直径は11倍、[[体積]]は1,300倍ほどある。この大きな質量と、その質量の大半が太陽と同じく水素とヘリウムであることから、多くの人が木星のことを「[[恒星]]になり損ねた星」と表現している（ただし、後述のように木星が恒星になるためには現在の100倍近い質量が必要となる）。 |
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太陽系の中で、木星は太陽に次ぐ[[重力]]中心であるが、半径比は7%に過ぎない<ref>{{cite book|author=Herbst, T. M.; Rix, H.-W.|year=1999|editor=Guenther, Eike; Stecklum, Bringfried; Klose, Sylvio|title=Star Formation and Extrasolar Planet Studies with Near-Infrared Interferometry on the LBT|booktitle=Optical and Infrared Spectroscopy of Circumstellar Matter, ASP Conference Series, Vol. 188.|isbn=1-58381-014-5|pages=341–350|bibcode=1999ASPC..188..341H|publisher=Astronomical Society of the Pacific|location=San Francisco, Calif.}}</ref>。それでもその[[質量]]は、太陽系の木星以外の惑星全てを合わせたものの2<ref name=Kanemitsu />-2.5倍ほどに相当する。そのため、太陽系全体の[[重心]]は太陽の中心にはなく、[[太陽半径]]の1.068倍の位置に相当する太陽表面付近にある。地球との比較では質量は318倍、直径は11倍、[[体積]]は1,321倍ほどある<ref name="fact" /><ref name="burgess">{{cite book |first=Eric|last=Burgess|year=1982 |title=By Jupiter: Odysseys to a Giant |publisher=Columbia University Press|location=New York |isbn=0-231-05176-X}}</ref>。半径は太陽の0.1倍に等しく<ref name=shu82>{{cite book|first=Frank H.|last=Shu|year=1982|title=The physical universe: an introduction to astronomy|page=426|series=Series of books in astronomy|edition=12th|publisher=University Science Books|isbn=0-935702-05-9}}</ref>、質量は0.001倍である。密度は両者でほとんど差は無い<ref name=davis_turekian05>{{cite book|author=Davis, Andrew M.; Turekian, Karl K.|title=Meteorites, comets, and planets|volume=1|series=Treatise on geochemistry,|publisher=Elsevier|year=2005|isbn=0-08-044720-1|page=624}}</ref>。[[木星質量]]はM<sub>J</sub> または M<sub>Jup</sup>で表され、[[太陽系外惑星]]や[[褐色矮星]]などの天体質量を表示する単位にも用いられる。例えば、[[オシリス (惑星)|オシリス]]の質量は0.69 M<sub>J</sub>、[[CoRoT-7b]]は0.015 M<sub>J</sup>である<ref>{{cite web|title=The Extrasolar Planets Encyclopedia: Interactive Catalogue|url=http://exoplanet.eu/catalog.php |publisher=Paris Observatory|author=Jean Schneider|year=2011| accessdate=2011-05-05|language=英語}}</ref>。 |
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理論モデルが明らかにしたところによると、もし木星質量が現在よりも大きかったならば、星は縮んでいたと考えられる<ref name=Seager2007>{{cite journal |last=Seager |first=S. |coauthors=Kuchner, M.; Hier-Majumder, C. A.; Militzer, B. |title=Mass-Radius Relationships for Solid Exoplanets |journal=The Astrophysical Journal |volume=669 |issue=2 |pages=1279–1297 |year=2007 |doi=10.1086/521346 |url= |arxiv=0707.2895 |accessdate=2011-02-18}}</ref>。少々の差異では半径に影響を及ぼさないが、[[地球質量]]の500倍、木星質量の1.6倍程度重かったとすると<ref name=Seager2007/>、重力の増加による内部の圧縮が強まり、物質量の増加に反して惑星の体積が小さくなると考えられる。もし木星が[[星形成]]の際に現在の50倍程度の質量を獲得していれば[[褐色矮星]]になったと思われる<ref name="tristan286">{{cite journal |last = Guillot|first = Tristan |title=Interiors of Giant Planets Inside and Outside the Solar System |journal=Science|year=1999|volume=286|issue=5437 |pages=72–77|accessdate=2007-08-28 |url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/286/5437/72 |doi=10.1126/science.286.5437.72 |pmid=10506563}}</ref>。 |
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木星は通常[[地球]]から4番目に明るく見える天体である。[[太陽]]、[[月]]、[[金星]]に次いで明るいが、[[火星]]の接近時には火星の方が明るくなる。木星自体は有史以前から知られている。 |
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木星が[[恒星]]として輝くには水素を中心として75-80<ref name=kahakuj04>{{cite web|url=http://www.kahaku.go.jp/exhibitions/vm/resource/tenmon/space/jupiter/jupiter04.html|title=木星は太陽になりそこねたって本当ですか? |publisher=国立科学博物館|accessdate=2011-04-24}}</ref>倍程度の質量が無ければならないが、半径で示せば30%程度大きければ[[赤色矮星]]にはなり得たという<ref>{{cite journal |author = Burrows, A.; Hubbard, W. B.; Saumon, D.; Lunine, J. I. |title=An expanded set of brown dwarf and very low mass star models |journal=Astrophysical Journal|year=1993|volume=406 |issue=1|pages=158–71 |bibcode=1993ApJ...406..158B |doi = 10.1086/172427}}</ref><ref>{{cite news |first=Didier|last=Queloz |title=VLT Interferometer Measures the Size of Proxima Centauri and Other Nearby Stars |publisher=European Southern Observatory |date=November 19, 2002 |url=http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2002/pr-22-02.html | accessdate=2011-05-05|language=英語}}</ref>。 |
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木星は約10時間と太陽系内で最も自転が速い惑星でもあり、遠心力によって赤道方向に膨らんだ楕円体をしていることが[[望遠鏡]]で見ても容易にわかる。木星は厚い[[大気]]を持つガス惑星で、その組成は大半が[[水素]]である。<!-- 木星の海は[[アンモニア]]である。{{fact}} --><!-- ノート参照 -->また、観測しにくいが[[環 (天体)|環]]を持つことも確認されている。 |
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木星は、太陽輻射で受ける熱よりも多い熱量を放射している。木星表面の温度は125Kであり、これは太陽光エネルギーだけで計算される温度102Kよりも高い<ref name=kahakuj04 />。この差を生むものは惑星内部で生成される熱量であり、それは太陽から受けるエネルギー量に匹敵する<ref name="elkins-tanton">{{cite book |first=Linda T.|last=Elkins-Tanton|year=2006 |title=Jupiter and Saturn|publisher=Chelsea House |location=New York|isbn=0-8160-5196-8}}</ref>。この熱は、ケルビン・ヘルムホルツ機構[[:en:Kelvin–Helmholtz mechanism|(en)]]と呼ばれる[[断熱過程]]で生じるもので、この過程によって木星は年間2cmずつ縮んでいる<ref name="guillot04">{{cite book |editor=Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B |author=Guillot, T.; Stevenson, D. J.; Hubbard, W. B.; Saumon, D. |year=2004 |title=Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere |chapterurl= http://web.gps.caltech.edu/faculty/stevenson/pdfs/guillot_etal'04.pdf |chapter=Chapter 3: The Interior of Jupiter |publisher=Cambridge University Press|isbn=0-521-81808-7}}</ref>。逆に、誕生時の木星は現在よりも2倍程度の大きさがあったとも考えられる<ref>{{cite journal|last=Bodenheimer|first=P.|title=Calculations of the early evolution of Jupiter|series=23|journal=Icarus|year=1974|pages=319|issue=3|volume=pages=319–25|bibcode=1974Icar...23..319B|doi=10.1016/0019-1035(74)90050-5}}</ref>。 |
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太陽系以外では木星よりも大きな質量を持つ惑星がいくつか発見されている。しかし、木星程度の質量ではどのような物質の構成であったとしても自己重力による収縮が進まず、[[褐色矮星]]などにはならないと考えられている。木星型惑星が褐色矮星となるのに必要な質量、半径などの明確な分岐点はわかっていないが、中心で核融合反応が起こって恒星となるには最も少なく見積もっても木星の70倍程度の質量が必要とされている。褐色矮星となるにしても、およそ[[木星質量]]の13 - 75倍程度の質量が必要と考えられている。 |
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[[File:Jupiter interior.png|right|thumb|木星内部構造のイラスト。岩石質のコアを厚い金属水素の層が覆う。]] |
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木星は強力な[[固有磁場]]を有しているため、木星周辺には強力な[[磁気圏]]が形成されている。このため木星にも[[オーロラ]]が存在する。木星磁気圏内には高濃度の[[プラズマ]]が蓄積されていることが電波観測により確認されており、このプラズマの供給源は主に[[イオ (衛星)|イオ]]の活火山と推定されている。なお、木星の内部では非常に強力な圧力によって水素が液体金属状となっており、これが対流することにより強力な磁気圏が形成される。 |
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=== 内部構造 === |
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木星の内部構造は、中心に様々な元素が混合した高密度の中心核があり、そのまわりを液状の[[金属水素]]と若干の[[ヘリウム]]混合体が覆い、その外部を分子状の[[水素]]を中心とした層が取り囲んでいるものと考えられる<ref name="guillot04"/>。ただしこの構造ははっきりとわかっていない。 |
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中心核は[[ケイ素]]など[[岩石]]質ではないかと想像されるが、その構造は温度・圧力の状態と同じく分かっていない。1997年に重力測定から予測された<ref name="guillot04"/>中心核の規模は様々に言われるが、地球の10-45倍の大きさを持ち、木星全体の3-15%程度の質量を占めると考えられる<ref name="elkins-tanton" /><ref>{{cite journal |author=Guillot, T.; Gautier, D.; Hubbard, W. B. |title=New Constraints on the Composition of Jupiter from Galileo Measurements and Interior Models |journal=Icarus|year=1997|volume=130 |issue=2|pages=534–539 |bibcode=1997astro.ph..7210G |doi = 10.1006/icar.1997.5812}}</ref>。仮に木星成分が太陽と同じならば、岩石質の中心核は地球の5倍程度になるが、密度から計算するとその大きさは15倍程度となる。これは、巨大ガス惑星といえど[[太陽系の元素組成]]よりも水素やヘリウムが少ないことを示す<ref>[[#松井(1996)|松井 (1996)、第五章 巨大ガス惑星の世界へ、pp.114-117、主としてガスから成る巨大ガス惑星]]</ref>。この中心核は、惑星形成モデルから予測される原始太陽系星雲からの水素やヘリウムの集積が行われた際、同様に岩石や[[水]]の[[氷]]も木星の初期形成時に集まったと考えられる。この核が予測どおり存在するとすれば、それは液体状の金属水素が起こす対流の中に混ざり込んだ物質が惑星内の深層部分に集まって形成されたことになる。この中心核は、現在では冷え切っていると思われるが、活動している可能性を完全に除外できる程の観測結果は得られていない<ref name="guillot04"/><ref>{{cite book|author=Various|editor=McFadden, Lucy-Ann; Weissman, Paul; Johnson, Torrence|year=2006|title=Encyclopedia of the Solar System|edition=2nd|publisher=Academic Press|isbn=0-12-088589-1|page=412}}</ref>。 |
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木星の[[赤道傾斜角]]は、3.08 - 3.12°と[[水星]]に次いで小さく、自転軸がほぼ垂直である。このため、地球などに見られるような、気象現象の季節変化はほとんどないと推測されている。さらに木星大気は、木星内部から熱が供給されるため、木星が放出する熱量は、太陽から受ける熱量の2倍となっている。内部の熱源は、水素より重いヘリウムが中心に沈むためではないかと考えられている<ref>Alvin Seiff. Dynamics of Jupiter's atmosphere. Nature. 2000; 403: 603-605.</ref>。 |
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中心核の周囲には、微量のヘリウムや水の氷を含む厚い水素の層が広がっている<ref name=Kanemitsu />と考えられ、それは木星半径の78%に相当する<ref name="elkins-tanton" />。深い部分は液体の[[金属水素]]が40,000km程の層を成し、その上部にはやはり液状の水素[[分子]]が約20,000kmの厚さで覆っている<ref name=kahakuj02>{{cite web |url = http://www.kahaku.go.jp/exhibitions/vm/resource/tenmon/space/jupiter/jupiter02.html |title = 木星に地面はないのですか|publisher = [[国立科学博物館]] | accessdate=2011-05-05 }}</ref>。表面部分の深さでは、温度は水素の[[臨界点]]である33Kを上回っている<ref>{{cite journal|first=Andreas|last=Züttel|month=September|year=2003|title=Materials for hydrogen storage|journal=Materials Today|volume=6|issue=9|pages=24–33|doi=10.1016/S1369-7021(03)00922-2}}</ref>ため、水素は[[液相]]と[[気相]]を区分する境界が存在しない超臨界液体状態にあると考えられる。しかしながら、上層部では水素はガス状であり、1000km程下がると雲状の層となる<ref name="elkins-tanton" />。そして層の下部では液状になっている。これらに明らかな境界は存在しないが、深くなるにつれ徐々に熱を持ち濃度も高くなってゆく<ref>{{cite journal |last=Guillot|first=T. |title=A comparison of the interiors of Jupiter and Saturn |journal=Planetary and Space Science|year=1999|volume=47 |issue=10–11|pages=1183–200 |bibcode=1999astro.ph..7402G |doi=10.1016/S0032-0633(99)00043-4}}</ref><ref name="lang03">{{cite web |last =Lang|first = Kenneth R.|year = 2003 |url = http://ase.tufts.edu/cosmos/view_chapter.asp?id=9&page=3 |title = Jupiter: a giant primitive planet|publisher = NASA | accessdate=2011-05-05|language=英語}}</ref>。 |
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== 大赤斑 == |
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木星表面の特徴的な模様として[[大赤斑]]（だいせきはん）の存在がよく知られている。これは地球の2倍ほどの大きさがある木星大気の渦であり、大気の自転とは逆方向に動いている。[[ジョヴァンニ・カッシーニ]]によって[[1665年]]に発見されて以降、約350年間存在し続けているが、どのようなメカニズムで長期間にわたって存在し続けているのかは解明されていない。木星全体は常に何層もの雲に覆われており、大気層の下にあると考えられる液体の表面を見ることはできない。 |
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木星の内部モデルは確立されておらず、これまで観測された諸元値にはばらつきがある。回転係数J<sub>6</sub>の一つが惑星の重力モーメントから赤道半径、1気圧下での温度を説明するために用いられていた。2011年に着手される探査機[[ジュノー (探査機)|ジュノー]]では、これらの値を絞り込む役割があり、その結果から中心核についての課題解決が進むことが期待されている<ref>{{cite journal|author=Horia, Yasunori; Sanoa, Takayoshi; Ikomaa, Masahiro; Idaa, Shigeru|title=On uncertainty of Jupiter's core mass due to observational errors|journal=Proceedings of the International Astronomical Union|year=2007|volume=3|publisher=[[Cambridge University Press]]|issue=S249|doi=10.1017/S1743921308016554|pages=163–166}}</ref>。 |
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また1998年から2000年にかけて、それまで存在していた3つの「白斑」が合体大型化し、これが2005年末から赤く色づき始めたことが観測された。このいわば「中赤斑」とでも呼ぶべき「[[オーバルBA]]」は大赤斑のやや南にあり、2000年代末にも変わらず存在し続けている。「嵐」の勢力が強くなったために赤く色づいたのだろうと考えられているが、今のところ詳細はわかっていない。 |
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== |
=== 温度 === |
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木星の[[赤道傾斜角]]は、3.08 - 3.12°と[[水星]]に次いで小さく、自転軸がほぼ垂直である。このため、地球などに見られるような、気象現象の[[季節]]変化はあまりないと推測されている。ところが、木星表面の温度は極部分と赤道部分でほとんど差がない<ref name=Matsu129>[[#松井(1996)|松井 (1996)、第六章 新たな謎を生んだ星‐木星、pp.129-132、木星大気の運動]]</ref>。さらに木星の温度はマイナス140℃程度だが、これは太陽からの輻射熱だけで計算されるマイナス186℃よりも高い。このようなことから、木星は内部から[[熱]]を発していると考えられる<ref name=Matsu129 />。太陽から受ける熱量の2倍に相当する熱量の熱源は、地殻が無い木星では地球のような地熱はありえず<ref name=Matsu129 />、水素より重いヘリウムが中心に沈む際に生じる重力エネルギーではないかと考えられている<ref name=Matsu129 /><ref>Alvin Seiff. Dynamics of Jupiter's atmosphere. Nature. 2000; 403: 603-605.</ref>。 |
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[[1955年]]、ワシントンカーネギー研究所のバーナード・バークとフランクリン・ケネスは木星からの電波放出を発見したと発表した<ref>*[http://radiojove.gsfc.nasa.gov/library/sci_briefs/discovery.html The Discovery of Jupiter's Radio Emissions (NASA)]</ref>。当時は、太陽を含むいくつかの天体が電波を放出することは知られていたものの、惑星が電波を放出する可能性に気づいていたものはいなかった。バークらの功績も、受信装置をテストするために[[かに星雲]]を観測していた際の偶然ともいえる発見による。 |
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木星内部の温度と圧力は、内部に向かうほどにどちらも高くなる。水素が臨界点まで加熱され[[相転移]]を起こす領域では金属水素が形成されるようになるが、その領域の温度は10,000K、圧力は200[[:en:Pascal (unit)|GPa]]に達すると考えられる。金属水素層の底で温度は20,000K、圧力は3,600GPa<ref name=kahakuj02 />中心核では、温度は36,000K、圧力は4,500GPaに至ると見積もられている<ref name="elkins-tanton" />。 |
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[[File:Jupiter from Voyager 1 PIA02855 thumbnail 300px max quality.ogv|thumb|right|ボイジャー一号が撮影した木星大気の帯と大赤斑の動きを捉えた画像。[[:File:Jupiter from Voyager 1 PIA02855 max quality.ogv|（フルサイズ画像）]]]] |
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=== 大気 === |
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木星の上層大気は、ガス[[分子]]構成比で88-92%の水素と8-12%のヘリウムガスが占める。[[元素]]単位でヘリウムは約4倍重いため、重量比では水素75%、ヘリウム24%、他が1%である。内部は含まれる重い元素の比率が高まり、全体の重量比では水素約71％、ヘリウム約24%、他が5%となる。大気にはわずかな[[メタン]]、[[水蒸気]]、[[アンモニア]]、[[珪素]]化合物も含まれる。また、観測から[[エタン]]、[[硫化水素]]、[[ネオン]]、[[酸素]]、[[硫黄]]も確認された。大気最外層には凍ったアンモニアの結晶が漂っている<ref name=voyager>{{cite journal |author=Gautier, D.; Conrath, B.; Flasar, M.; Hanel, R.; Kunde, V.; Chedin, A.; Scott N. |title = The helium abundance of Jupiter from Voyager |journal = Journal of Geophysical Research |volume = 86 |issue=A10|pages = 8713–8720|year = 1981 |bibcode = 1981JGR....86.8713G |doi = 10.1029/JA086iA10p08713}}</ref><ref name="cassini">{{cite journal |author=Kunde, V. G. et al. |title=Jupiter's Atmospheric Composition from the Cassini Thermal Infrared Spectroscopy Experiment |journal=Science|date=September 10, 2004 |volume=305|issue=5690|pages=1582–86 |url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/305/5690/1582 |accessdate = 2007-04-04 |doi = 10.1126/science.1100240 |pmid=15319491 |bibcode=2004Sci...305.1582K}}</ref>。また、[[赤外線]]や[[紫外線]]測定から、微量の[[ベンゼン]]や他の[[炭化水素]]の存在も確認された<ref>{{cite journal |journal = Icarus| volume = 64 |issue = 2| pages = 233–48|year = 1985 |title = Infrared Polar Brightening on Jupiter III. Spectrometry from the Voyager 1 IRIS Experiment |bibcode=1985Icar...64..233K |author= Kim, S. J.; Caldwell, J.; Rivolo, A. R.; Wagner, R. |doi = 10.1016/0019-1035(85)90201-5}}</ref>。 |
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大気における水素とヘリウムの存在比は、原始太陽系星雲の理論的構成に近い。しかしネオンは5万分の1と太陽が含む量の約1/10程度しか無い<ref>{{cite journal |author=Niemann, H. B.; Atreya, S. K.; Carignan, G. R.; Donahue, T. M.; Haberman, J. A.; Harpold, D. N.; Hartle, R. E.; Hunten, D. M.; Kasprzak, W. T.; Mahaffy, P. R.; Owen, T. C.; Spencer, N. W.; Way, S. H. |title=The Galileo Probe Mass Spectrometer: Composition of Jupiter's Atmosphere |journal=Science|year=1996|volume=272 |issue=5263|pages=846–849 |bibcode=1996Sci...272..846N |doi = 10.1126/science.272.5263.846 |pmid=8629016}}</ref>。ヘリウムの比率も太陽の80%程度と少ない。この大気上層におけるヘリウムやネオン比率の少なさから、これらの元素が[[降水]]のように金属水素の層へ沈殿し、惑星内部に沈みこんだ結果という説がある<ref name="galileo_ms">{{cite web |first=Paul|last=Mahaffy |url = http://ael.gsfc.nasa.gov/jupiterHighlights.shtml |title = Highlights of the Galileo Probe Mass Spectrometer Investigation |publisher = NASA Goddard Space Flight Center, Atmospheric Experiments Laboratory |accessdate = 2007-06-06}}</ref><ref>{{cite journal|last = Lodders|first = Katharina|title=Jupiter Formed with More Tar than Ice|journal=The Astrophysical Journal|year=2004|volume=611|issue=1|pages=587–597|url=http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/421970| doi = 10.1086/421970|accessdate=2007-07-03}}</ref>。 |
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木星は5000kmにわたる太陽系惑星の中でも最も厚い大気層を持つ<ref name=Sieff/><ref>*{{cite journal |last=Miller|first=S. |coauthors=Aylword, A.; Milliword, G. |year=2005 |title=Giant Planet Ionospheres and Thermospheres: the Importance of Ion-Neutral Coupling |journal=[[Space Science Reviews]] |volume=116 |issue=1-2 |pages=319–343 |doi=10.1007/s11214-005-1960-4 |bibcode=2005SSRv..116..319M |ref=Miller2005}}</ref>。木星には固体の表面が存在しないため、惑星の領域は、大気が10気圧または地球表面の10倍に相当する大気圧の部分からと考える<ref name=Sieff>{{cite journal |last=Seiff |first=A. |coauthors=Kirk, D.B.; Knight, T.C.D. et al. |year=1998 |title=Thermal structure of Jupiter's atmosphere near the edge of a 5-μm hot spot in the north equatorial belt |journal=[[Journal of Geophysical Research]] |volume=103 |issue=E10 |pages=22857–22889 |doi=10.1029/98JE01766 |bibcode=1998JGR...10322857S}}</ref>。 |
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=== 雲の層 === |
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[[File:PIA02863 - Jupiter surface motion animation thumbnail 300px 10fps.ogv|left|thumb|250 px|木星の雲の帯が動く様子。この図では、木星の球型表面を円筒に[[投影法 (地図)|投影]]し、[[:File:PIA02863 - Jupiter surface motion animation thumbnail 720px 10fps.ogv|720]]×[[:File:PIA02863 - Jupiter surface motion animation 1fps.ogv|1799]]ピクセルで表す。]] |
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木星は常時雲に覆われており、可視光で観測される表面は固体の地面ではなく雲の表層である<ref name=kahakuj02 />。この雲はアンモニアの結晶や、可能性としてアンモニア水硫化物で作られたものと考えられる。これらの雲は[[対流圏界面]]に浮かんでおり、特に赤道域に相当する部分では[[緯度]]ごとに異なる流れを起こしていることが知られている。この流れは比較的明るい「帯、ゾーン (zones)」と暗い「縞、ベルト (belts)」に分けられる事もあり、それぞれの部分にある物質が太陽光を反射する具合でこのように見える<ref name=New74>[[#ニュートン(別2009)|ニュートン (別2009)、pp.74-75、木星1]]</ref>。これらの部分は赤道と平行に、東向きと西向きに交互に流れており、間に働く相互作用は複雑な[[大気循環]]を引き起こして[[嵐]]の渦や[[乱流]]などの現象を発生させる<ref name=New74 />。ゾーンやベルト部分のジェット気流は、[[風速]]100m/秒（360km/h）にも達する<ref>{{cite web |author=Ingersoll, A. P.; Dowling, T. E.; Gierasch, P. J.; Orton, G. S.; Read, P. L.; Sanchez-Lavega, A.; Showman, A. P.; Simon-Miller, A. A.; Vasavada, A. R |url = http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/ingersolletal-2004.pdf |format=PDF|title = Dynamics of Jupiter’s Atmosphere |publisher = Lunar & Planetary Institute |accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>。このゾーンやベルトは幅や色また風速などを毎年変化させるが、観測者の眼には識別し名称をつけるに充分な識別が可能なほど、その個別特徴を保つ<ref name="burgess" />。 |
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雲の層は厚さ50km程度に過ぎない。しかもそれは少なくとも、低部の厚い層と高所の薄く目立つ層の2構造を持っている。さらに、アンモノアの雲の下には薄い水の雲が存在すると予想される。木星の雲の中では[[稲妻]]の光が見つかったが、これには[[極性分子]]である水が引き起こす電離作用が必要である<ref name="elkins-tanton" />。水の雲は惑星内部から供給される熱を受けて、雷のエネルギーを蓄積する<ref>{{cite journal |last = Kerr|first = Richard A. |title=Deep, Moist Heat Drives Jovian Weather |journal=Science|year=2000|volume=287|issue=5455 |pages=946–947 |url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/287/5455/946b|doi=10.1126/science.287.5455.946b |accessdate = 2007-02-24}}</ref>。この放電現象は地球の稲妻の1000倍にも相当する大規模なものである<ref>{{cite web |editor=Watanabe, Susan|date = February 25, 2006 |url = http://www.nasa.gov/vision/universe/solarsystem/galileo_end.html |title = Surprising Jupiter: Busy Galileo spacecraft showed jovian system is full of surprises |publisher = NASA| accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>。 |
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木星表面に見られる雲のオレンジ色や茶色は、内部から湧き上がった化合物が太陽の[[紫外線]]によって変質し色を変えたものである。詳細は未だ判明していないが、[[リン]]、[[硫黄]]、[[炭化水素]]類が成分だと考えられている<ref name="elkins-tanton" /><ref>{{cite conference |author=Strycker, P. D.; Chanover, N.; Sussman, M.; Simon-Miller, A. |title = A Spectroscopic Search for Jupiter's Chromophores |booktitle = DPS meeting #38, #11.15 |publisher = American Astronomical Society|year = 2006 |bibcode = 2006DPS....38.1115S}}</ref>。色基[[:en:chromophore|(en)]]として知られるこれら多彩な化合物は、比較的暖かい雲の下層で混合される。これが対流細胞[[:en:convection cell|(en)]]の湧き上がりによって、上層を覆うアンモニア結晶の雲の上に昇ってくることで、色を持つ層が表面に形成される<ref name="worldbook">{{cite web |author=Gierasch, Peter J.; Nicholson, Philip D. |year = 2004 |url = http://www.nasa.gov/worldbook/jupiter_worldbook.html |title = Jupiter|publisher = World Book @ NASA | accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>。 |
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木星は[[赤道傾斜角]]が小さいため、両極部分は赤道部分に比べて常に[[太陽光]]をあまり受けない状態が続く。そのために熱量を極に向かわせる対流があると考えられるが、それはあくまでも惑星内部で起こっており、観測できる雲の層では温度は釣り合っている<ref name="burgess" />。 |
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[[File:Great Red Spot From Voyager 1.jpg|thumbnail|250px|ボイジャー1号が1979年2月25日に、920万kmの距離から撮影した木星大赤斑とその周辺。この写真では大きさ160km程度の雲も識別できる。左側に見られる多彩な波状の雲がつくるパターンの部分は、波動が複雑に変化している領域である。大赤斑の直下にある白い楕円形の嵐の大きさがほぼ地球に等しく、ここから被写体のスケールを判断できる。]] |
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=== 大赤斑 === |
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木星を特徴づけるものに、赤道から南に22度の表面に確認できる[[大赤斑]]がある<ref name=New74 />。周囲の温度が2度程度低いことからこれは高気圧性の嵐と考えられる<ref name=Matsu132>[[#松井(1996)|松井 (1996)、第六章 新たな謎を生んだ星‐木星、pp.132-133、大赤斑のなぞ]]</ref>。 |
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この大赤斑は地球からも口径12cm以上の望遠鏡があれば視認することが出来<ref>{{cite book|first=Michael A.|last=Covington|year=2002|title=Celestial Objects for Modern Telescopes|page=53|publisher=Cambridge University Press|isbn=0-521-52419-9}}</ref>、少なくとも1831年には確認され<ref>{{cite journal |last=Denning|first=W. F. |title=Jupiter, early history of the great red spot on |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |year=1899|volume=59|pages=574–584 |bibcode=1899MNRAS..59..574D}}</ref>、さらに遡る1665年には存在したと考えられる<ref name="kyrala26">{{cite journal |last = Kyrala|first = A. |title=An explanation of the persistence of the Great Red Spot of Jupiter |journal=Moon and the Planets|year=1982|volume=26 |issue = 1 |pages=105–7 |bibcode=1982M&P....26..105K |doi=10.1007/BF00941374}}</ref>。計算では、この赤斑を作る嵐は安定しており、今後も惑星が存在する限り消えないとも言われ<ref>{{cite journal |doi=10.1038/331689a0 |title=Laboratory simulation of Jupiter's Great Red Spot |first=Jöel|last=Sommeria |coauthors=Steven D. Meyers & Harry L. Swinney |journal=Nature|volume=331 |issue=6158|pages=689–693 |bibcode=1988Natur.331..689S |date=February 25, 1988}}</ref>、これほど長期間にわたって維持されるメカニズムは解明していない<ref name=Kanemitsu />。過去には地殻の突起部分が影響しているとか、[[ソリトン]]ではないかという説もあったが、現在では巨大な[[台風]]と考える説が最も無理が少ない<ref name=Matsu132 />。 |
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この楕円形の大赤斑の寸法は、長径2.4-4万km、短径1.2-1.4万kmであり、地球2-3個がすっぽり納まる<ref>{{cite web |url = http://www.space.com/scienceastronomy/solarsystem/jupiter-ez.html |title = Jupiter Data Sheet|publisher = Space.com| accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>。最も盛り上がっている箇所は周囲よりも8km程度高い<ref name=Kanemitsu /><ref>{{cite web |first=Tony|last=Phillips|date = March 3, 2006 |url=http://science.nasa.gov/headlines/y2006/02mar_redjr.htm |title=Jupiter's New Red Spot|publisher=NASA |accessdate = 2007-02-02}}</ref>。反時計回りに回転しており、6日間かけて1周する<ref>{{cite web |author=Cardall, C. Y.; Daunt, S. J |url = http://csep10.phys.utk.edu/astr161/lect/jupiter/redspot.html |title = The Great Red Spot |publisher = University of Tennessee| accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>。 |
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2000年、南半球上に小さいながら大赤斑と同じものと見られる特徴的な大気現象が現れた。これは、もっと小さく白い楕円形をした複数の嵐が合体し一つとなったことで形成されたもので、これら小規模な現象のうち三つは1938年には存在が確認されていた。この斑は[[:en:Oval BA|Oval BA]]と命名され、また赤斑ジュニアのあだ名がついた。その後この斑はさらに強大になり、その色も白から赤へと変化した<ref>{{cite web |url=http://science.nasa.gov/headlines/y2006/02mar_redjr.htm |title=Jupiter's New Red Spot|year=2006 | accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref><ref>{{cite web|first=Bill|last=Steigerwald |date = October 14, 2006 |url = http://www.nasa.gov/centers/goddard/news/topstory/2006/little_red_spot.html |title = Jupiter's Little Red Spot Growing Stronger |publisher = NASA| accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref><ref>{{cite web |last = Goudarzi|first = Sara|date = May 4, 2006 |url = http://www.usatoday.com/tech/science/space/2006-05-04-jupiter-jr-spot_x.htm |title = New storm on Jupiter hints at climate changes |publisher = USA Today| accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref> |
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=== 磁気圏と磁場 === |
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木星の[[磁場]]は広大で、面積は地球磁場の14倍に相当する。磁力は赤道部分で4.2[[ガウス]]、極部分で10-14ガウスという[[太陽黒点]]を除けば太陽系最大の磁力を持ち<ref name="worldbook" />、地球磁場の約2万倍に相当する<ref name=Kyoto-uJiki>{{cite web |url = http://wdc.kugi.kyoto-u.ac.jp/stern-j/planetmg_j.htm |title = 惑星磁気学|author=David P. Stern、佐納康治・能勢正仁・二穴喜文・永田大祐・家森俊彦|publisher = [[京都大学]]大学院理学研究科附属地磁気世界資料解析センター |Year=2004年|accessdate = 2011-05-05}}</ref>。磁極は自転軸とややずれており、[[極性]]は地球と逆になっている<ref name=Kyoto-uJiki />。 |
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[[File:Jupiter.Aurora.HST.UV.jpg|right|250px|thumb|木星の[[オーロラ]]。三つの点は三つの衛星と繋がる量子化磁束（フラクソン）がつくるオーロラであり、左側がイオ、下部のふたつがガニメデとエウロパによってもたらされたものである。ほとんどの明るい楕円は「メインオーバル」と呼ばれ、その他にもほのかなオーロラの光も見られる。]] |
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この磁場は、金属水素のマントルにおける導電物質の対流活動が引き起こすという説が有力である<ref name=Kyoto-uJiki />。木星磁気圏の特徴は、衛星[[イオ (衛星)|イオ]]が[[火山]]活動で軌道上に放出する[[二酸化硫黄]]ガスが[[硫黄]]や[[酸素]]等の[[イオン]]となり、木星から供給される水素イオンともども惑星の赤道上にプラズマ・シート[[:en:Current sheet|(en)]]を形成するところにある。このシートは惑星とともに自転する磁気圏に引っ張られて回転し、遠心力によって引き伸ばされた円盤状となる<ref>{{cite web |author=中村正人|url = http://www-space.eps.s.u-tokyo.ac.jp/group/stp/kyouyou_kougi/12th/12th_lecture.html |title = 太陽系の天体を取り巻く磁気圏|publisher =[[東京大学]]地球惑星科学専攻宇宙惑星科学講座 |accessdate = 2011-05-03}}</ref>。プラズマ・シートの中では電子が0.6-30.0メガヘルツに達する強い電波バーストを発している<ref>{{cite news|last=Brainerd|first=Jim|date=2004-11-22|title=Jupiter's Magnetosphere|publisher=The Astrophysics Spectator|url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/planets/JupiterMagnetosphere.html| accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>。 |
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[[太陽風]]と磁気圏は、木星半径の75倍に相当する領域で相互作用を起こし[[ボウショック]]を発生している。このボウショックと磁気圏境界層[[:en:magnetosheath|(en)]]との間の内側部分が磁気圏境界面[[:en:magnetopause|(en)]]となり、木星の磁気圏を覆っている。ここに衝突する太陽風は、風下[[:en:lee side|(en)]]へ木星磁気圏を引き伸ばし、その外側は土星の公転軌道にまで達している<ref name=Kanemitsu />。4大衛星はどれも磁気圏の中を公転しており、太陽風の吹きつけから護られている<ref name="elkins-tanton" />。しかし、この磁気圏内部は高エネルギー粒子で満たされており、地球の[[ヴァン・アレン帯]]をさらに厳しくしたような環境にある<ref name=Kanemitsu />。 |
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木星の磁気圏は磁場が発生する極の部分に激しい現象を起こす。衛星イオの火山活動が磁気圏内に放出するガスは惑星を囲う円環の形に広がる。この中をイオが公転すると、相互作用によって[[アルヴェーン波]]が発生し、イオンを木星の極まで運ぶ。その結果、加速されて[[:en:cyclotron|(en)]]メーザー[[:en:Astrophysical maser|(en)]]発生機構として働き、エネルギーは円錐の表面をなぞるように伝達する。この円錐と交差すると、地球では太陽からの電波よりも高い出力が観測される<ref>{{cite web |date = February 20, 2004 |url = http://science.nasa.gov/headlines/y2004/20feb_radiostorms.htm |title = Radio Storms on Jupiter |publisher = NASA| accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>。 |
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この強い磁気のため、木星の極には常時[[オーロラ]]が生じ、そのエネルギーは地球の1000倍に相当する<ref>{{cite web |author=土佐誠|url = http://alpo-j.asahikawa-med.ac.jp/Conference/2008/report.htm |title = 天体の磁場‐磁場の起源：ダイナモ理論|publisher =月惑星研究会|accessdate = 2011-05-03}}</ref>。木星大気の主成分は水素分子H<sub>2</sub>であるため、流入する荷電粒子によって電離しH<sub>2+</sub>イオンとなり、これがH<sub>2</sub>と反応を起こしH<sub>3+</sub>とHとなる。このH<sub>3+</sub>イオンがオーロラを起こす<ref name=T.Sato>{{cite web |author=佐藤毅彦|url = http://wwwsoc.nii.ac.jp/jepsjmo/cd-rom/1999cd-rom/pdf/ae/ae-005.pdf |format=PDF |title = オーロラ観測で探る木星の磁気圏|publisher =国立情報学研究所 学協会情報発信サービス|accessdate = 2011-05-03}}</ref>。また、磁力線が衛星と重なった際に生じるフラックスチューブ（エネルギー束）が極域と繋がった箇所にも点状のオーロラが発生する<ref name=T.Sato />。 |
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=== 木星電波 === |
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1955年、バーナード・バーグとケネス・フランクリン[[:en:Kenneth Franklin|(en)]]は、木星から発せられた断続的な22.2メガヘルツの電波信号（電波バースト）を検出した<ref name="elkins-tanton" /><ref>{{cite web |url = http://radiojove.gsfc.nasa.gov/library/sci_briefs/discovery.html |title = The Discovery of Jupiter's Radio Emissions |publisher = NASA| accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>。この電波を観測した周期は木星の自転と一致しており、ここから逆に木星自転周期の正確な値を割り出すことができた。また、この電波バーストには数秒程度の長いLバーストと、100分の1秒未満の短いSバーストがあることも判明した<ref>{{cite web |last = Weintraub|first = Rachel A. |date = September 26, 2005 |url = http://www.nasa.gov/vision/universe/solarsystem/radio_jupiter.html |title = How One Night in a Field Changed Astronomy |publisher = NASA| accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>。 |
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研究によって、木星は3種類の電波を発していると判明した。 |
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*何十メートルにもなるデカメーター波長の電波バーストがあり、これは木星の自転によって異なり、衛星イオが木星磁気圏に及ぼす影響も受ける<ref>{{cite web |last = Garcia|first = Leonard N |url = http://radiojove.gsfc.nasa.gov/library/sci_briefs/decametric.htm |title = The Jovian Decametric Radio Emission|publisher = NASA | accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>。 |
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*センチメートル単位のデシメートル波長の電波放 射は、1959年に[[フランク・ドレイク]]とハイン・フバタムが初めて観測した<ref name="elkins-tanton" />。これは木星赤道付近の円環帯から発せられており、木星磁場で加速された電子によるサイクロトロン放射[[:en:cyclotron radiation|(en)]]が起源だと考えられる<ref>{{cite web |author=Klein, M. J.; Gulkis, S.; Bolton, S. J.|year=1996 |url =http://deepspace.jpl.nasa.gov/technology/TMOT_News/AUG97/jupsrado.html |title=Jupiter's Synchrotron Radiation: Observed Variations Before, During and After the Impacts of Comet SL9 |publisher = NASA| accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>。 |
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*木星大気の熱からは熱放射が生じている<ref name="elkins-tanton" />。 |
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2010年には、木星磁場とほぼ一致する領域から強い[[X線]]が放射されていることが日本の[[X線天文衛星]][[すざく]]の観測で判明した。この現象は、木星周辺の領域で[[電子]]が[[光速]]近くまで加速されることが主因と考えられる<ref>{{cite web |author=土佐誠|url = http://www.houjin-tmu.ac.jp/news/press/590.html?d=assets/files/download/press/press_100126.pdf |format=PDF|title = 木星のまわりに大きく広がる硬X線放射を発見|publisher =[[首都大学東京]] |date=2010-01-26|accessdate = 2011-05-07}}</ref>。 |
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== 木星の衛星と環 == |
== 木星の衛星と環 == |
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{{Main|木星の衛星と環}} |
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[[File:Jupiter and Galilean moons.jpg|right|thumb|木星とガリレオ衛星]] |
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[[1610年]]に[[ガリレオ・ガリレイ]]が木星の[[衛星]]のうち[[イオ (衛星)|イオ]]、[[エウロパ (衛星)|エウロパ]]、[[ガニメデ (衛星)|ガニメデ]]、[[カリスト (衛星)|カリスト]]を発見した。これらはまとめて[[ガリレオ衛星]]と呼ばれている。これらの衛星は低倍率の[[望遠鏡]]でも観測でき、非常に目のよい人であれば、直接肉眼で観察できる可能性がある。 |
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=== 衛星 === |
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木星には固有の名称がつけられた衛星が63個ある<ref name=New74 />。そのうち47個は直径10kmに満たない小さなもので、1975年以降に発見された。大きな4つの衛星であるイオ、エウロパ、ガニメデ、カリストは[[ガリレオ衛星]]と呼ばれる<ref>[[#ニュートン(別2009)|ニュートン (別2009)、pp.76-77、木星2]]</ref>。 |
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[[Image:Galilean satellites.jpg|thumb|325px|left|ガリレオ衛星。左からイオ、エウロパ、ガニメデ、カリスト。左の方がより木星の近くを公転する。]] |
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また、木星の[[環 (天体)|環]]は[[1979年]]に[[ボイジャー1号]]によって発見された。[[2008年]]までに、木星には63個の衛星と3本の環が発見されており、衛星のうち49個が命名されている。 |
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イオ、エウロパ、ガニメデの3個は[[軌道共鳴]]状態にあることで知られる。イオが木星を1周する間にエウロパは約2周、ガニメデは約4周する。そのためこれら3衛星の間には特定の場所でお互いの重力が働き合い、共鳴と相まって公転軌道は楕円形にゆがむ。なお、木星からの[[潮汐力]]は衛星の公転軌道を円型にしようと働く<ref>{{cite journal|author= Musotto, S.; Varadi, F.; Moore, W. B.; Schubert, G.|title=Numerical simulations of the orbits of the Galilean satellites|url=http://cat.inist.fr/?aModele=afficheN&cpsidt=13969974|journal=Icarus|year=2002|volume=159|issue= 2|pages=500–504 |doi = 10.1006/icar.2002.6939}}</ref>。 |
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{| class="wikitable" style="float:left; text-align:center" |
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== 木星と太陽系小天体 == |
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木星の強い重力は[[小惑星]]や[[彗星]]などの[[太陽系小天体]]にも影響を与えている。小惑星の軌道半径や軌道傾斜角などの分布には偏りがあるが、これらは木星からの重力の影響を受けた結果である（端的な例としては[[トロヤ群]]と呼ばれる一連の小惑星がある）。木星に接近したことにより、木星付近を遠日点とする軌道を回るようになった[[木星族]]の[[周期彗星]]も多数存在する。 |
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! colspan=10|ガリレオ衛星を地球の月と比較した値 |
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! rowspan=2|名称 |
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! rowspan=2|[[国際音声記号|IPA]] |
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! colspan=2|直径 |
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! colspan=2|質量 |
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! colspan=2|軌道半径 |
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! colspan=2|軌道周期 |
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! km |
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! % |
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! kg |
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! % |
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! km |
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! % |
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! days |
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! % |
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|- |
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![[イオ (衛星)|イオ]] |
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|{{IPA|ˈaɪ.oʊ}} |
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|3643 |
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|105 |
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|8.9×10<sup>22</sup> |
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|120 |
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|421,700 |
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|110 |
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|1.77 |
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|7 |
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|- |
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![[エウロパ (衛星)|エウロパ]] |
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|{{IPA|jʊˈroʊpə}} |
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|3122 |
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|90 |
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|4.8×10<sup>22</sup> |
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|65 |
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|671,034 |
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|175 |
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|3.55 |
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|13 |
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|- |
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![[ガニメデ (衛星)|ガニメデ]] |
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|{{IPA|ˈɡænimiːd}} |
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|5262 |
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|150 |
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|14.8×10<sup>22</sup> |
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|200 |
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|1,070,412 |
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|280 |
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|7.15 |
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|26 |
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|- |
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![[カリスト (衛星)|カリスト]] |
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|{{IPA|kəˈlɪstoʊ}} |
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|4821 |
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|140 |
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|10.8×10<sup>22</sup> |
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|150 |
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|1,882,709 |
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|490 |
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|16.69 |
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|61 |
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|} |
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{{Clear}} |
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[[File:PIA01627 Ringe.jpg|thumb|right|木星の環]] |
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[[1993年]]に[[アマチュア天文家]]の[[串田嘉男]]と[[村松修]]によって発見された[[串田・村松彗星]] (147P/Kushida-Muramatsu) は、[[1949年]]に木星の影響圏内に捕獲され、1 - 2度木星を周回した後、[[1961年]]に影響圏から脱出していた可能性が指摘されている。また将来的には[[ヘリン・ローマン・クロケット彗星]] (111P/Helin-Roman-Crockett) が[[2068年]]から[[2986年]]までの間に捕獲され、木星の周りを6回周回すると見られている<ref>{{cite web|url=http://www.nationalgeographic.co.jp/news/news_article.php?file_id=26997622|title=木星、彗星を捕獲して衛星にしていた|work=[[ナショナルジオグラフィック (雑誌)|ナショナルジオグラフィック]]|publisher=[[ナショナルジオグラフィック協会]]|date=2009-09-15|accessdate=2009-09-15}}</ref>。 |
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=== 環 === |
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木星には3つの箇所からなる[[環 (天体)|環]]が存在する<ref name=New74 />。光環（ハロー環）としても知られる木星表面に接している内側の[[トーラス]]の環、比較的明るく幅6400km・厚さ30kmの主環（メインリング）、そして外側の薄い環（ゴサマー環）である<ref name=Kagaku09>{{cite web |url = http://wdc.kugi.kyoto-u.ac.jp/stern-j/planetmg_j.htm |title = いずれは消えていく? 木星の輪|publisher = 独立行政法人科学技術振興機構|accessdate = 2011-05-05}}</ref><ref>{{cite journal |last = Showalter|first = M.A. |coauthors =Burns, J.A.; Cuzzi, J. N.; Pollack, J. B. |title=Jupiter's ring system: New results on structure and particle properties |bibcode=1987Icar...69..458S |journal=Icarus|year=1987|volume=69|issue=3 |pages=458–98|doi = 10.1016/0019-1035(87)90018-2}}</ref>。このうちゴサマー環は内側に1本の輪が入れ子のように存在する<ref name=Kagaku09 />。これらの環は[[アルベド]]が0.5程度と暗く<ref name=Kanemitsu />、土星の環が氷を主成分にするのに対し、塵の比率が高い<ref name="elkins-tanton" />。主環の材料は主に衛星[[アドラステア (衛星)|アドラステア]]と[[メティス (衛星)|メティス]]から放出された物質と考えられる<ref name=Kanemitsu />。 |
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放出された粒子は通常ならば衛星に戻ってゆくが、木星の場合は強い引力の影響を受けて引っ張られて落ちてゆく<ref name=Kagaku09 />。その一方で環には衛星から新たに物質が供給されている<ref name="Burns1999">{{cite journal|last=Burns|first=J. A.|coauthors=Showalter, M.R.; Hamilton, D.P.; et al.|title=The Formation of Jupiter's Faint Rings|journal=Science|year=1999|volume=284|pages=1146–50|doi=10.1126/science.284.5417.1146|bibcode=1999Sci...284.1146B|pmid=10325220|issue=5417}}</ref>。このメカニズムはゴサマー環も同様で、衛星[[テーベ (衛星)|テーベ]]と[[アマルテア (衛星)|アマルテア]]が物質供給の役目を担う<ref name="Burns1999"/>。他にも、アマルテアの軌道に沿った岩石質の環が存在する証拠もあり、これも衛星から生じた屑で形成されたものと考えられている<ref>{{cite journal |last = Fieseler|first = P.D. |title=The Galileo Star Scanner Observations at Amalthea |bibcode=2004Icar..169..390F |journal=Icarus|year=2004|volume=169|issue=2 |pages=390–401|doi = 10.1016/j.icarus.2004.01.012}}</ref>。 |
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[[1994年]]7月には[[シューメーカー・レヴィ第9彗星]]が木星に衝突し、地球からも容易に観測できる巨大な黒斑が出現した。[[1690年]]にも[[ジョヴァンニ・カッシーニ]]がやはり黒斑の出現を記録していたことが判明しており、同様の衝突が起きていた可能性が高い。 |
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== 太陽系内の天体との相互作用 == |
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[[2009年]]7月19日にも、オーストラリアのアマチュア天文家アンソニー・ウェスリーによってよく似た黒斑が観測され、宇宙科学研究所のハイディ・ハメルの研究チームが直径約500[[メートル]]の[[小惑星]]が衝突したと発表した。また、偶然にもハメルらがその発表を行なった当日である[[2010年]]6月3日（[[協定世界時|UTC]]）にもウェスリーによって天体の衝突による火球と思われる閃光が観測され、フィリピンのアマチュア天文家クリストファー・ゴーが動画による撮影に成功している<ref>{{cite web|url=http://wiredvision.jp/news/201006/2010060722.html|title=木星に天体が衝突、天文ファンが捉えた動画|work=WIRED VISION|publisher=WIRED VISION|date=2010-06-07|accessdate=2010-06-07}}</ref>。さらに2010年8月21日、木星に小天体が衝突した瞬間の閃光を日本のアマチュア天文家立川正之が観測・撮影した<ref>{{cite web|url=http://chiron.mtk.nao.ac.jp/watanabe/optical-flash-on-jupiter|title=Optical flash on Jupiter|publisher=[[渡部潤一]]|date=2010-08-22|accessdate=2010-08-24}}</ref>。木星への天体の衝突は極めて稀な出来事とされていたが、短期間の内に連続して3件の天体衝突が発生したことから、衝突確率に関する理論を見直す必要があるともいわれている<ref>[http://news.nationalgeographic.com/news/2010/08/100824-jupiter-fireballs-impacts-meteors-comets-space-science/ Third Jupiter Fireball Spotted—Sky-Watching Army Needed?]</ref>。 |
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[[File:InnerSolarSystem-en.png|right|thumb|木星軌道上に広がる[[トロヤ群]]（緑色）と[[アステロイドベルト]]（白）。]] |
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太陽とともに、木星が及ぼす[[重力]]の影響は太陽系を形づける。太陽に非常に近い[[水星]]を例外に、ほとんどの星の[[軌道 (力学)|軌道]]は、太陽の[[天の赤道]]ではなく木星の軌道平面とほぼ一致している。 [[小惑星]]の分布についても、[[カークウッドの空隙]]は木星によってもたらされ、[[後期重爆撃期]]が起こった原因こそが木星の存在とも考えられる<ref>{{cite journal|last = Kerr|first = Richard A.|title=Did Jupiter and Saturn Team Up to Pummel the Inner Solar System?|journal=Science|year=2004|volume=306|issue=5702|pages=1676|url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/306/5702/1676a?etoc|accessdate=2007-08-28|doi=10.1126/science.306.5702.1676a|pmid=15576586}}</ref>。 |
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衛星群とともに、木星の重力場は多くの小惑星に影響を与え、公転軌道上の[[ラグランジュ点]]に集めた。この小惑星の集まりは[[トロヤ群]]と呼ばれ、『[[イーリアス]]』に登場する[[トロイア戦争]]の人物名から多く小惑星の名前が採られている。発見は1906 年に[[マックス・ヴォルフ]]が見つけた小惑星[[アキレス (小惑星)|アキレス]]に始まり、現在では2000以上が見つかっている<ref>{{cite web|url=http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/JupiterTrojans.html|title=List Of Jupiter Trojans| accessdate=2011-05-05|language=英語|publisher=IAU Minor Planet Center}}</ref>。 |
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木星や[[土星]]は、その重力によって[[オールトの雲|太陽系外縁部]]から来る[[彗星]]などの小天体の衝突から内側の地球などを守護する役目を果たしてきたと考えられている（[[惑星の居住可能性#グッド・ジュピター]]を参照）。 |
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ほとんどの[[短周期彗星]]（[[軌道長半径]]が木星のそれを下回るものと定義される）は木星系と言える。これらも起源は[[エッジワース・カイパーベルト]]だと考えられるが、木星と近接接近した際に軌道が乱され、結果的に太陽と木星双方の重力に捕らえられた短周期へ変化したものと思われる<ref>{{cite journal|author=Quinn, T.; Tremaine, S.; Duncan, M.|title=Planetary perturbations and the origins of short-period comets|journal=Astrophysical Journal, Part 1|year=1990|volume=355|pages=667–679|bibcode=1990ApJ...355..667Q|doi=10.1086/168800}}</ref>。 |
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逆に、[[太陽系の形成と進化]]の初期においては、現在の[[小惑星帯]]の付近にあった[[微惑星]]や[[原始惑星]]の多くが原始木星の重力によって軌道を乱され、太陽の近くを通る軌道へ送り込まれたり、太陽系外縁部へ放り出されたりしていたと思われる。現在の地球に存在する水のほとんどは、こうして散乱させられた天体が原始地球に降り注ぐことによってもたらされたと考えられている。 |
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[[1993年]]に[[アマチュア天文家]]の[[串田嘉男]]と[[村松修]]によって発見された[[串田・村松彗星]] (147P/Kushida-Muramatsu) は、[[1949年]]に木星の影響圏内に捕獲され、1 - 2度木星を周回した後、[[1961年]]に影響圏から脱出していた可能性が指摘されている。また将来的には[[ヘリン・ローマン・クロケット彗星]] (111P/Helin-Roman-Crockett) が[[2068年]]から[[2986年]]までの間に捕獲され、木星の周りを6回周回すると見られている<ref>{{cite web|url=http://www.nationalgeographic.co.jp/news/news_article.php?file_id=26997622|title=木星、彗星を捕獲して衛星にしていた|work=[[ナショナルジオグラフィック (雑誌)|ナショナルジオグラフィック]]|publisher=[[ナショナルジオグラフィック協会]]|date=2009-09-15|accessdate=2009-09-15}}</ref>。 |
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=== 衝突 === |
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[[File:Hs-2009-23-crop.jpg|thumb|right|[[ハッブル宇宙望遠鏡]]が捉えた2009年に発生した木星の衝[[:en:2009 Jupiter impact event|(en)]]突痕。幅8000km<ref>{{cite news|author=Dennis Overbye |title=Hubble Takes Snapshot of Jupiter’s ‘Black Eye’ |url=http://www.nytimes.com/2009/07/25/science/space/25hubble.html?ref=science|date=2009-07-24|publisher=[[New York Times]]| accessdate=2011-05-05|language=英語}}</ref>。]] |
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木星は太陽系の掃除屋という異名を持ち<ref>{{cite news|first=Richard A.|last=Lovett|title=Stardust's Comet Clues Reveal Early Solar System|publisher=National Geographic News|date=December 15,2006|url=http://news.nationalgeographic.com/news/2006/12/061215-comet-stardust.html| accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>、それは内惑星の領域に比較的近い重力井戸[[:en:gravity well|(en)]]であるため、木星は数多い彗星衝突を引き受け内惑星を保護してきたという考えからつけられた<ref>{{citejournal|author=Nakamura, T.; Kurahashi, H.|title=Collisional Probability of Periodic Comets with the Terrestrial Planets: An Invalid Case of Analytic Formulation|journal=Astronomical Journal|year=1998|volume=115|issue=2|pages=848–854|url=http://www.iop.org/EJ/article/1538-3881/115/2/848/970144.html| accessdate = 2011-05-05|language=英語|doi = 10.1086/300206|bibcode=1998AJ....115..848N}}</ref>。しかし、近年のコンピュータ・シミュレーションでは、木星という重力点によって軌道を変えられてしまう彗星があり、内側に入り込む彗星の数を有意に減らさないという結果も発表された<ref>{{cite journal|author=Horner, J.; Jones, B. W. |year=2008|title=Jupiter - friend or foe? I: the asteroids|journal=International Journal of Astrobiology|volume=7|issue=3–4|pages=251–261|doi=10.1017/S1473550408004187|arxiv=0806.2795}}</ref>。この問題は議論を呼び、様々な意見が示されている<ref>{{cite news|first=Dennis|last=Overbyte|date=2009-07-25|title=Jupiter: Our Comic Protector?|work=Thew New York Times| accessdate = 2011-05-05|language=英語|url=http://www.nytimes.com/2009/07/26/weekinreview/26overbye.html?hpw}}</ref>。 |
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1997年、過去に木星を観察したスケッチ9枚が調査されたが、その中にある[[ジョヴァンニ・カッシーニ]]が1690年に観測したスケッチに、木星衝突らしき痕跡を描いたものがあった<ref>{{Cite journal|author=Tabe, Isshi; Watanabe, Jun-ichi; Jimbo, Michiwo|year=1997|month=February|title=Discovery of a Possible Impact SPOT on Jupiter Recorded in 1690|journal=Publications of the Astronomical Society of Japan|volume=49|pages=L1–L5|bibcode=1997PASJ...49L...1T}}</ref>。現代の観測では、1994年7月16日から22日にかけて起こった[[シューメーカー・レヴィ第9彗星]]の20個以上の破片が木星の[[南半球]]に衝突した出来事が有名である。これは太陽系天体の衝突を直接観測した最初の例となった。また、この衝突は木星大気の成分分析にかかわる重要なデータを提供した<ref>{{cite web|last = Baalke|first = Ron |url = http://www2.jpl.nasa.gov/sl9/ |title = Comet Shoemaker-Levy Collision with Jupiter |publisher = NASA|accessdate = 2007-01-02}} |
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</ref><ref>{{cite news|first=Robert R.|last=Britt |title=Remnants of 1994 Comet Impact Leave Puzzle at Jupiter |publisher=space.com|date=August 23, 2004 |url=http://www.space.com/scienceastronomy/mystery_monday_040823.html | accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>。 |
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2009年7月19日には、南半球に衝突痕が発見された<ref>{{cite news|author=Staff|url=http://www.abc.net.au/news/stories/2009/07/21/2632368.htm|title=Amateur astronomer discovers Jupiter collision|date=2009-07-21|work=ABC News online| accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref><ref>{{cite web |url=http://www.iceinspace.com.au/index.php?id=70,550,0,0,1,0|first=Mike| last= Salway|date= July 19, 2009|id=IceInSpace News|title=Breaking News: Possible Impact on Jupiter, Captured by Anthony Wesley|publisher=IceInSpace| accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>。これは大気表面に残った黒い点で、大きさは[[:en:Atmosphere of Jupiter#Oval BA|Oval BA]]にほぼ匹敵した。衝突が起こった場所は、赤外線観測によって[[南極点]]に近い大気が暖められていることから判明した<ref>{{Cite news |last=Grossman |first=Lisa |date=July 20, 2009 |title=Jupiter sports new 'bruise' from impact |newspaper=New Scientist |url=http://www.newscientist.com/article/dn17491-jupiter-sports-new-bruise-from-impact.html}}</ref>。2010年にも小さな衝突[[:en:2010 Jupiter impact event|(en)]]が観測された。2010年6月3日に[[オーストラリア]]の[[アマチュア天文学者]]アントニー・ウェスレィが発見し、後に[[フィリピン]]でもアマチュア天文家クリストファー・ゴーが成功したビデオ撮影された画像が発表された<ref>{{cite web|url=http://wiredvision.jp/news/201006/2010060722.html|title=木星に天体が衝突、天文ファンが捉えた動画|work=WIRED VISION|publisher=WIRED VISION|date=2010-06-07|accessdate=2010-06-07}}</ref><ref>{{cite web|url=http://www.astronomy.com/asy/default.aspx?c=a&id=9918| title=Another impact on Jupiter| date=2010-06-04| first=Michael| last=Bakich| publisher=[[Astronomy Magazine]] online| accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>。さらに2010年8月21日、木星に小天体が衝突した瞬間の閃光を日本のアマチュア天文家立川正之が観測・撮影した<ref>{{cite web|url=http://pholus.mtk.nao.ac.jp/watanabe/optical-flash-on-jupiter |title=Optical flash on Jupiter|publisher=[[渡部潤一]]|date=2010-08-21|accessdate=2011-05-05}}</ref>。木星への天体の衝突は極めて稀な出来事とされていたが、短期間の内に連続して3件の天体衝突が発生したことから、衝突確率に関する理論を見直す必要があるともいわれている<ref>{{cite web|url= http://news.nationalgeographic.com/news/2010/08/100824-jupiter-fireballs-impacts-meteors-comets-space-science/ |title= Third Jupiter Fireball Spotted—Sky-Watching Army Needed? |publisher=National Geographic|accessdate=2011-05-05|language=英語}}</ref>。 |
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== 人類と木星 == |
== 人類と木星 == |
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=== 歴史と神話 === |
=== 歴史と神話 === |
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夜、そして太陽が低い時に地上から視認できた木星は古代から知られていた<ref>{{cite news|author=Staff|date=June 16, 2005|title=Stargazers prepare for daylight view of Jupiter|publisher=ABC News Online|url=http://www.abc.net.au/news/newsitems/200506/s1393223.htm| accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>。古代[[バビロニア]]では、木星は神[[マルドゥク]]と同一視されていた。彼らは、木星の[[黄道]]に沿う約12年にわたる周期を用いて、[[黄道十二星座]]の各[[星座]]を定めていた<ref name="burgess" /><ref>{{cite journal|last=Rogers|first=J. H.|title=Origins of the ancient constellations: I. The Mesopotamian traditions|journal=Journal of the British Astronomical Association,|year=1998|volume=108|pages=9–28|bibcode=1998JBAA..108....9R}}</ref>。 |
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西洋名 Jupiter（英語読みでは「ジュピター」、ラテン語読みでは「[[ユピテル]]」）は[[ローマ神話]]の主神で、[[ギリシャ神話]]の[[ゼウス]]に相当する。一際明るく大きい惑星がメソポタミアで主神[[マルドゥック]]の名を得て以来、各地の主神名で継承されている。 |
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英語のジュピター (Jupiter) は、[[ギリシア神話]]の[[ゼウス]]と同一とみなされる[[ローマ神話]]の神[[ユーピテル]] （{{lang-la|Iuppiter, Iūpiter}}、またはJove） を語源とする<ref name=Kanemitsu />。この名は[[インド・ヨーロッパ祖語]]における''Dyēu-pəter'' が変化した呼称であり、その意味は「天空の父たる神」("O Father Sky-God") または「日の父たる神」("O Father Day-God") である<ref name="etymologyonline">{{cite web|last=Harper|first=Douglas|month=November|year=2001|url=http://www.etymonline.com/index.php?term=Jupiter|title=Jupiter|publisher=Online Etymology Dictionary|accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>。英語における木星の[[形容詞]] jovian は、古くはjovial とも書かれ、これは同時に「陽気な、愉快な、幸せな」等の意味を持ち<ref>{{cite web|url=http://ejje.weblio.jp/content/jovial |title=【Jovial】|publisher= weblio英和辞典| accessdate = 2011-05-05}}</ref>、[[中世]]の占星術師から守護惑星の意味として使われた<ref>{{cite web|url=http://dictionary.reference.com/browse/jovial|title=Jovial|publisher=Dictionary.com| accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref> |
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中国では、公転周期がほぼ12年であることから[[十二次#木星との関係|十二次]]を司る星として「歳星」と呼ばれた。また、[[道教]]に於いては[[太歳星君]]（たいさいせいくん）の名で神格化され、凶神の代表格という形で最も恐れられた。この考えは日本にも伝わっており、[[日本書紀]]や[[古事記]]にも「歳星」の名で木星が取り上げられている。 |
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[http://www1.kaiho.mlit.go.jp/KOHO/faq/reki/jyuunishi.htm] |
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=== 占星術 === |
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木星は[[七曜]]・[[九曜]]の1つで、[[10大天体]]の1つである。 |
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中国では、黄道に沿った公転周期がほぼ12年であることから[[十二次#木星との関係|十二次]]を司る最も尊い星<ref>{{cite web|url=http://www1.kaiho.mlit.go.jp/KOHO/faq/reki/jyuunishi.htm |title=十二支と十干|publisher=[[海上保安庁]]海洋情報部|accessdate=2011-05-05}}</ref>として「歳星」と呼ばれた<ref>{{cite web|url=http://ksirius.kj.yamagata-u.ac.jp/~shibata/yamashin/100-body.html |title=木星を見つけよう|author=柴田晋平|publisher=[[山形大学]]理学部物理学科 |accessdate=2011-05-05}}</ref>。また、[[道教]]に於いては天形星（天刑星、てんけいせい）の名で神格化され、[[牛頭天王]]さえ喰らう凶神として恐れられた<ref>{{cite web|url=http://www.fuhc.fukuyama-u.ac.jp/human/hc/event/essay/2008/soturon2008-fujii.pdf |format=PDF |title=呪符木簡「天形星」から見る備後地方の疫病対策|author=藤井隆晴|publisher=[[福山大学]] |accessdate=2011-05-05}}</ref>。 |
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[[西洋占星術]]では、[[人馬宮]]の[[支配星]]で、[[双魚宮]]の副支配星で、吉星である。[[保護]]を示し、[[儀式]]、[[宗教]]、[[研究]]、[[姻族|妻の里方]]に当てはまる<ref>[[石川源晃]]『【実習】占星学入門』ISBN 4-89203-153-4</ref>。 |
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=== 古代の観測 === |
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[[File:Almagest-planets.svg|200px|thumb|right|『アルマゲスト』にて提案された、地球(⊕)に対する木星(☉)の相対的な位置と動き。]] |
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[[ファイル:Jupiter symbol.ant.png|right]] |
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木星の観察は紀元前8-7世紀頃の古代[[バビロニア]]まで遡ることができる<ref>{{Cite journal|title=Babylonian Observational Astronomy|author=A. Sachs|journal=Philosophical Transactions of the Royal Society of London|volume=276|issue=1257|date=May 2, 1974|pages=43–50 (see p. 44)|publisher=Royal Society of London|jstor=74273|postscript=<!--None-->}}</ref>。また[[古代中国]]でも、天文学者の[[甘徳]]が紀元前362年に肉眼で木星の衛星を観察したと席澤宗[[:en:Xi Zezong|(en)]]は主張した。これが正しければ、彼はガリレオに先立つこと2000年前に衛星を発見していたことになる<ref>{{cite journal|last=Xi|first=Z. Z.|title=The Discovery of Jupiter's Satellite Made by Gan-De 2000 Years Before Galileo|journal=Acta Astrophysica Sinica|year=1981|volume=1|issue=2|pages=87|bibcode=1981AcApS...1...87X}}</ref><ref>{{cite book|first=Paul|last=Dong|year=2002|title=China's Major Mysteries: Paranormal Phenomena and the Unexplained in the People's Republic|publisher=China Books|isbn=0-8351-2676-5}}</ref>。紀元前2世紀頃には[[古代ローマ]]の[[クラウディオス・プトレマイオス]]が著作『[[アルマゲスト]]』にて、[[従円と周転円]]を用いて木星と地球の相対位置を説明し、木星の公転時間を地球時間で4332.38日または11.86年とする[[天動説]]の惑星モデルを作り上げた<ref>{{cite book|title=A Survey of the Almagest|author=Olaf Pedersen|year=1974|publisher=Odense University Press|pages=423, 428}}</ref>。499年には[[インド]]の天文学者・[[数学者]]の[[アリヤバータ]]が同じく天動説モデルにて、木星公転を4332.2722日または11.86年と計算した<ref>{{cite book|author=tr. with notes by Walter Eugene Clark|url=http://www.archive.org/download/The_Aryabhatiya_of_Aryabhata_Clark_1930/The_Aryabhatiya_of_Aryabhata_Clark_1930.pdf|title=The Aryabhatiya of Aryabhata|year=1930|publisher=University of Chicago Press|page=9, Stanza 1}}</ref>。 |
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[[天動説]]時代に第四惑星とされたため、アラビア数字「4」を図案化したものが、[[占星術]]・[[天文学]]を通して用いられる。数字「4」にユピテル（ゼウス）の武器である雷を意匠として付与したものともされる。 |
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=== 地上からの観測 === |
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1610年に[[ガリレオ・ガリレイ]]は、望遠鏡を用いて木星に4つの衛星を発見した。これらは地球の月以外では初めて発見された衛星で、今日では[[ガリレオ衛星]]と呼ばれる[[イオ (衛星)|イオ]]・[[エウロパ (衛星)|エウロパ]]・[[ガニメデ (衛星)|ガニメデ]]・[[カリスト (衛星)|カリスト]]である。これは同時に、地球以外の[[天体力学]]の中心が初めて見つかった例でもあり、[[ニコラウス・コペルニクス]]の[[地動説]]を支持する有力な証拠とガリレオは主張したが、そのために彼は[[異端審問]]にかけられた<ref name=Kanemitsu /><ref>{{cite web |last = Westfall|first = Richard S |url = http://galileo.rice.edu/Catalog/NewFiles/galilei_gal.html |title = Galilei, Galileo |publisher = The Galileo Project | accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>。 |
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特記ないものはすべて[[アメリカ航空宇宙局]] (NASA) 単独のミッション。 |
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1660年代、[[ジョヴァンニ・カッシーニ]]は新型の望遠鏡を用いて観測を行い、木星表面の斑や多彩な帯を発見した。さらに、惑星全体が極方向でつぶれた扁平状であることも視認した。これら観察から彼は木星の自転時間を計算し<ref name= "cassini">{{cite web |author=O'Connor, J. J.; Robertson, E. F. |month = April|year = 2003 |url = http://www-history.mcs.st-andrews.ac.uk/Biographies/Cassini.html |title = Giovanni Domenico Cassini |publisher = University of St. Andrews |accessdate = 2007-02-14}}</ref>、1690年には大気が差動回転を起こしていることにも気づいた<ref name="elkins-tanton" />。 |
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==== これまでの探査機 ==== |
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[[ファイル:PIA04866 modest.jpg|thumb|220px|カッシーニが撮影した木星。]] |
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;[[パイオニア計画]] |
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: [[1973年]][[12月]]に[[パイオニア10号]]が、一年後に[[パイオニア11号|11号]]が[[スイングバイ|フライバイ]]した。 |
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;[[ボイジャー計画]] |
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: [[1979年]][[3月]]に[[ボイジャー1号]]が、同年7月に[[ボイジャー2号|2号]]がフライバイした。木星の輪や、衛星[[イオ (衛星)|イオ]]の火山活動は、ボイジャー1号の接近によって発見された。 |
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;[[ユリシーズ (探査機)|ユリシーズ]] |
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: [[欧州宇宙機関]] (ESA) との共同ミッション。[[1992年]][[2月]]に木星を90万kmの距離でフライバイし、太陽に対する極軌道に入った。[[2004年]]2月には木星に2億4千万kmまで接近した。 |
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;[[ガリレオ (探査機)|ガリレオ]] |
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: 金星や地球への接近によるスイングバイを行い、途中小惑星[[ガスプラ (小惑星)|ガスプラ]]と[[イダ (小惑星)|イダ]]を観測した後、[[1995年]][[12月7日]]に木星を周回する軌道に入った。高利得アンテナが展開できないといったトラブルを抱えながらも、7年以上に亘って[[ガリレオ衛星]]のすべてと[[アマルテア (衛星)|アマルテア]]へのフライバイを繰り返した。また木星の大気圏に[[プローブ]]を投下し、大気の観測を行った。[[1994年]]には[[シューメーカー・レヴィ第9彗星]]の木星衝突を撮影している。 |
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: [[2003年]][[9月21日]]、ガリレオに付着しているかもしれない地球の[[微生物]]によって、生命の存在の可能性が議論されている衛星[[エウロパ (衛星)|エウロパ]]が汚染されるのを防ぐために、木星に突入させられた。 |
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;[[カッシーニ]] |
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: ESAとの共同ミッション（探査機本体はNASA純正）。[[2000年]]に木星をフライバイして土星へ向かった。 |
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;[[ニュー・ホライズンズ]] |
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: [[冥王星]]・[[カイパーベルト]]に向かう探査機。[[2007年]]2月に木星をフライバイし、機器のチェックを兼ねて木星本体やガリレオ衛星などを観測、その後冥王星へ向かった。 |
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[[File:Jupiter from Voyager 1.jpg|thumb|right|ボイジャー1号撮影の映像に着色[[:en:False-color|(en)]]したもの。大赤斑や白斑などが見られる。]] |
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==== 今後の探査機 ==== |
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南半球にある木星を特徴づける大赤斑は、1664年に[[ロバート・フック]]が発見したとも1665年のカッシーニが発見<ref name=New74 />とも言われる。その詳細は1831年に[[薬剤師]]でもあった[[ハインリッヒ・シュワーベ]]が初めて記録した<ref>{{cite book |first=Paul|last=Murdin|year=2000 |title=Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics |publisher=Institute of Physics Publishing |location=Bristol|isbn=0-12-226690-0}}</ref>。記録によると、大赤斑は1665年から1708年の間には見つけられなくなり、1878年頃からしだいに見えるようになった。1883年以降、今日に至るまで大赤斑は一貫して観測され続けている<ref>{{cite web |month = August|year = 1974 |url = http://history.nasa.gov/SP-349/ch1.htm |title = SP-349/396 Pioneer Odyssey—Jupiter, Giant of the Solar System |publisher = NASA| accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>。 |
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;[[ジュノー (探査機)|ジュノー]] |
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: 木星を[[極軌道]]で周回する探査機。[[2011年]]打ち上げ予定。 |
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[[ジョヴァンニ・ボレリ]]とカッシーニは木星衛星の動きについての精緻な図を作成し、木星の前後を通過する予測を立てた。しかし1670年代までの観測では、地球から見て木星が太陽の反対側にある際、衛星の木星面通過は予測よりも17分遅れることが判明した。カッシーニは受け入れなかったが<ref name="cassini" />、[[オーレ・レーマー]]はこの差異が生じる理由は光には有限の速度があると考え、ここから[[光速]]を求めた<ref>{{cite web|url = http://www.mathpages.com/home/kmath203/kmath203.htm |title = Roemer's Hypothesis|publisher = MathPages | accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>。 |
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;[[EJSM]] |
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: NASAとESA共同による木星及び衛星（特にエウロパ）を目標とする探査機。[[宇宙航空研究開発機構|日本]]と[[ロシア連邦宇宙局|ロシア]]も参加を検討中。[[2020年]]打ち上げ予定。ESA側での名称はラプラス。 |
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1892年、[[エドワード・エマーソン・バーナード]]は[[カリフォルニア]]の[[リック天文台]]にある36インチ屈折望遠鏡を使って、木星5番目の衛星[[アマルテア (衛星)|アマルテア]]を発見した。優れた視力を生かした彼の発見は<ref>{{cite web |first = Joe|last = Tenn|date = March 10, 2006 |url = http://www.phys-astro.sonoma.edu/BruceMedalists/Barnard/ |title = Edward Emerson Barnard |publisher = Sonoma State University| accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>、目視観測で発見された最後の衛星となった<ref>{{cite web |date = October 1, 2001 |url = http://www2.jpl.nasa.gov/galileo/education/teacherres-amalthea.html |title = Amalthea Fact Sheet|publisher = NASA JPL | accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>。 |
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;中型[[太陽帆|ソーラー電力セイル]]探査機 / 木星磁気圏探査機 (JMO) |
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: [[宇宙航空研究開発機構]] (JAXA) が検討中の、木星圏・[[トロヤ群]]探査ミッション。EJSMの一環として2019-2020年打ち上げ予定。 |
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[[File:Jupiter MAD.jpg|thumb|left|[[ヨーロッパ南天天文台]]の[[超大型望遠鏡VLT]] が捉えた木星の赤外線映像。]] |
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1932年、[[ルーペルト・ヴィルト]]は木星の[[スペクトル]]を解析し、アンモニアとメタンの吸収線があることを示した<ref>{{cite journal |last = Dunham Jr.|first = Theodore|title=Note on the Spectra of Jupiter and Saturn |journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific |year=1933|volume=45|pages=42–44 |bibcode=1933PASP...45...42D|doi=10.1086/124297}}</ref> |
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１938年には白斑と呼ばれる永続的な3つの高気圧性の楕円斑が見つかった。これは数十年間にわたって個別に存在し、時に近づくことがあっても合体することなく存在した。しかし1998年には2つが合わさり、2000年に残りのひとつも含まれて[[:en:Oval BA|Oval BA]]となった<ref>{{cite journal |author= Youssef, A.; Marcus, P. S. |title=The dynamics of jovian white ovals from formation to merger |journal=Icarus|year=2003|volume=162 |issue=1|pages=74–93 |bibcode=2003Icar..162...74Y |doi = 10.1016/S0019-1035(02)00060-X}}</ref>。 |
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=== フライバイ計画 === |
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1973年を皮切りに、多くの無人探査機が木星観測を行っている。その中でも[[パイオニア10号]]が太陽系最大の惑星に近づき多くの発見をもたらしたことが知られている<ref>{{cite web |url = http://quest.nasa.gov/sso/cool/pioneer10/mission/ |title = Pioneer 10 Mission Profile |publisher = NASA | accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref><ref>{{cite web |url = http://www.nasa.gov/centers/glenn/about/history/pioneer.html |title = Glenn Research Center |publisher = NASA | accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>。太陽系の他の惑星に到達するには、探査機の速度変化であるデルタv[[:en:delta-v|(en)]]を引き起こすエネルギーをどれだけ費やせるかによって決まる。[[ホーマン遷移軌道]]を通って地球から木星の[[低軌道]]に至るには、デルタvは6.3km/秒<ref>p. 150, Spacecraft systems engineering, Peter W. Fortescue, John Stark, and Graham Swinerd, 3rd ed., John Wiley and Sons, 2003, ISBN 0-470-85102-3.</ref>であり、地球から打ち上げるのに必要なデルタv 9.7km/秒との差を埋める必要があった<ref>{{cite web|last = Hirata|first = Chris|url = http://www.pma.caltech.edu/~chirata/deltav.html|title = Delta-V in the Solar System|publisher = California Institute of Technology|accessdate = 2006-11-28|archiveurl = http://web.archive.org/web/20060715015836/http://www.pma.caltech.edu/~chirata/deltav.html |archivedate = July 15, 2006|deadurl=yes}}</ref>。これは、かなり長い時間を要するが、惑星の近接飛行による[[スイングバイ]]を用いて縮めることができる<ref name="delta-v">{{cite web|last = Wong|first = Al |date= May 28, 1998|url = http://www2.jpl.nasa.gov/galileo/faqnav.html|title = Galileo FAQ - Navigation|publisher = NASA| accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>。 |
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{| class="wikitable" style="float: right; margin-right: 0px; margin-left: 1em;" |
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|+ 木星へのフライバイ計画 |
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|- |
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!探査機 |
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!再接近の日付 |
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!距離 |
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|- |
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|''[[パイオニア10号]]'' |
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| 1973年12月3日 |
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|style="text-align: right;"|130,000 km |
|||
|- |
|||
|''[[パイオニア11号]]'' |
|||
| 1974年12月4日 |
|||
|style="text-align: right;"|34,000 km |
|||
|- |
|||
|''[[ボイジャー1号]]'' |
|||
| 1979年3月5日 |
|||
|style="text-align: right;"|349,000 km |
|||
|- |
|||
|''[[ボイジャー2号]]'' |
|||
| 1979年7月9日 |
|||
|style="text-align: right;"|570,000 km |
|||
|- |
|||
|rowspan="2"|''[[ユリシーズ (探査機)|ユリシーズ]]'' |
|||
|1992年2月8日<ref name="ulysses"/> |
|||
|style="text-align: right;"|408,894 km |
|||
|- |
|||
| 2004年2月4日<ref name="ulysses"/> |
|||
|style="text-align: right;"|120,000,000 km |
|||
|- |
|||
|''[[カッシーニ]]'' |
|||
| 2000年12月30日 |
|||
|style="text-align: right;"|10,000,000 km |
|||
|- |
|||
|''[[ニュー・ホライズンズ]]'' |
|||
| 2007年2月28日 |
|||
|style="text-align: right;"|2,304,535 km |
|||
|} |
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[[File:Jupiter gany.jpg|thumb|200px|right|[[ボイジャー1号]]が1979年1月24日に距離4000万kmから撮影した木星の姿。]] |
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1973年から数機の探査機がフライバイ航行法を用いて木星観測に向かった。[[パイオニア計画]]では初めて木星といくつかの衛星の近接写真が撮影された。惑星近くの固有磁場が予測よりも非常に強かったが、探査機に致命的なトラブルは生じなかった。これらの探査機軌道は木星系質量の予想精度を高めることに役立った。また、探査機の無線信号が惑星によって遮蔽されたことで、木星の直径と極方向の扁平についての詳しい情報が得られた<ref name="burgess" /><ref name="cosmology 101">{{cite web|last = Lasher|first = Lawrence |date= August 1, 2006|url = http://spaceprojects.arc.nasa.gov/Space_Projects/pioneer/PNhome.html|title = Pioneer Project Home Page|publisher = NASA Space Projects Division|accessdate = 2006-11-28}}</ref>。 |
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6年後に行われた[[ボイジャー計画]]では、ガリレオ衛星に関する知見が深まり、また木星の環が発見された<ref name=Kanemitsu />。また、大赤斑が高気圧性の現象ということも知らしめ、パイオニア計画との画像比較から大赤斑の色がオレンジ色から暗い茶色へ変わったことも判明した。衛星イオについて軌道にあるイオン化原子の円環が見つかり、また表面では噴火中の火山活動も確認された。探査機が惑星の夜側を通過した際の観測から、稲妻の光も観測された<ref name="voyager">{{cite web |date= January 14, 2003|url = http://voyager.jpl.nasa.gov/science/jupiter.html|title = Jupiter|publisher = NASA Jet Propulsion Laboratory|accessdate = 2006-11-28}}</ref><ref name="burgess" />。 |
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次に木星を通過するフライバイは太陽観測衛星[[ユリシーズ (探査機)|ユリシーズ]]が行った。これは太陽の極に到達するための経路に使われた。その際ユリシーズは木星の磁気圏に関する情報を得たが、カメラは搭載していなかったために画像情報の追加は行われなかった。ユリシーズは6年の間隔を経て二度目のフライバイを行ったが、その位置は木星から遠く離れた軌道を取った<ref name="ulysses">{{cite web|author = Chan, K.; Paredes, E. S.; Ryne, M. S.|year = 2004|url = http://www.aiaa.org/Spaceops2004Archive/downloads/papers/SPACE2004sp-template00447F.pdf|title = Ulysses Attitude and Orbit Operations: 13+ Years of International Cooperation|format = PDF|publisher = American Institute of Aeronautics and Astronautics| accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>。 |
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2000年には探査機[[カッシーニ]]が土星へ向かう途上で木星観測を行い、それまでに無い高い解像度の映像を撮影した。2000年12月19日には第6衛星[[ヒマリア (衛星)|ヒマリア]]の撮影に成功したが、解像度は低く表面状態の解明は進まなかった<ref>{{cite journal|author=Hansen, C. J.; Bolton, S. J.; Matson, D. L.; Spilker, L. J.; Lebreton, J.-P.|title=The Cassini-Huygens flyby of Jupiter|bibcode=2004Icar..172....1H|journal=Icarus|year=2004|volume=172|issue=1|pages=1–8|doi = 10.1016/j.icarus.2004.06.018}}</ref>。 |
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探査機[[ニュー・ホライズンズ]]は[[冥王星]]を目指す航行中に木星でフライバイを行い、2007年2月28日に最接近した<ref>{{cite web|url=http://www.planetary.org/explore/topics/space_missions/new_horizons/022807.html|title=Mission Update: At Closest Approach, a Fresh View of Jupiter| accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>。ニュー・ホライズンズのカメラは衛星イオの火山起源のプラズマを計測し、その他のガリレオ衛星の詳細だけでなく、[[ヒマリア (衛星)|ヒマリア]]や[[エララ (衛星)|エララ]]に対しても長期間観測を行った<ref>{{cite web|url=http://www.nasa.gov/mission_pages/newhorizons/news/jupiter_system.html|title=Pluto-Bound New Horizons Provides New Look at Jupiter System| accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>。木星系の画像撮影は2006年9月4日から行われた<ref>{{cite web|date= January 19, 2007|url = http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/6279423.stm|title = New Horizons targets Jupiter kick|publisher = BBC News Online| accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref><ref>{{cite web|last = Alexander|first = Amir |date= September 27, 2006 | |
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url = http://www.planetary.org/news/2006/0927_New_Horizons_Snaps_First_Picture_of.html|title = New Horizons Snaps First Picture of Jupiter|publisher = The Planetary Society| accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>。 |
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=== 探査機ガリレオ === |
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通過ではなく木星を回りながら観測を行った探査機は[[ガリレオ (探査機)|ガリレオ]]のみであり、1995年12月7日に周回軌道へ投入されてから7年間にわたってガリレオ衛星や[[アマルテア (衛星)|アマルテア]]などのフライバイを含む観測を行った。それに先立つ1994年には[[シューメーカー・レヴィ第9彗星]]の衝突が起こった際に、探査機ガリレオは通常では望めない位置にいたこともあって観測を行った。しかし、木星系にたどり着いた後に観測で得た情報が膨大になった上、高利得電波アンテナを展開させることに失敗してしまい、情報発信に制約がかかってしまった<ref name="galileo">{{cite web|last = McConnell|first = Shannon |date= April 14, 2003|url = http://www2.jpl.nasa.gov/galileo/|title = Galileo: Journey to Jupiter|publisher = NASA Jet Propulsion Laboratory| accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>。 |
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1995年7月には[[プローブ]]が切り離され、12月7日には木星大気の探測が始められた。プローブはパラシュートを開いて深度159kmに到達する75分間データを送信し続け、機能を停止した。その位置は、気圧は地球の約28倍、温度は185℃に達していた<ref>{{cite web |date = November 30, 1995|url = http://astro.sci.muni.cz/pub/galileo/probe_mission_events.html |title = Galileo Probe Mission Events Timeline|publisher = Petr Horálek | accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>。プローブは溶解してしまったものと思われる。探査機ガリレオは使命を終えると、エウロパのような生命が存在する可能性を持つ衛星に落下しないように、2003年9月21日に意図的に木星内へ50km/時以上の速度で落とされた<ref name="galileo" />。 |
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=== その他の計画 === |
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木星の衛星エウロパやガニメデ、カリストには表面の氷の下に液体の海があるのではと推測され、強い関心が持たれている。NASAは[[JIMO|木星氷衛星周回機(JIMO)]]を検討したが、この計画は資金面から難航し、2005年に頓挫した<ref>{{cite news|first=Brian|last=Berger|title=White House scales back space plans|publisher=MSNBC|date=2005-02-07|url=http://www.msnbc.msn.com/id/6928404/ | accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>。ヨーロッパでもエウロパ探査[[:en:Jovian Europa Orbiter|(en)]]の計画が検討されたが、2007年にお蔵入りとなった<ref>{{cite web|last=Atzei|first=Alessandro|date=2007-04-27|url=http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=35982|title=Jovian Minisat Explorer|publisher=ESA| accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>。 |
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計画中の探査には、[[NASA]]が2011年打ち上げを目指した、[[極軌道]]から木星を詳細に観測する[[ジュノー (探査機)|ジュノー]]がある<ref>{{cite web|first=Anthony|last=Goodeill|date=2008-03-31|url=http://newfrontiers.nasa.gov/missions_juno.html|title=New Frontiers – Missions - Juno|publisher=NASA| accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>。また、木星と衛星の観測を目的とした[[EJSM]]（エウロパ・ジュピター・システム・ミッション）も[[NASA]]と[[ESA]]協同の元で進行しており、これは土星系探査の[[:en:Titan Saturn System Mission|TSSM]]（タイタン・サターン･システム･ミッション）に先行する旨が2009年2月に発表された<ref>{{cite web|author=Talevi, Monica; Brown, Dwayne|date=2009-02-18|title=NASA and ESA Prioritize Outer Planet Missions|url=http://www.nasa.gov/topics/solarsystem/features/20090218.html| accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref><ref>{{cite news|first=Paul|last=Rincon|date=2009-02-18|title= Jupiter in space agencies' sights|url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/7897585.stm|publisher=BBC News| accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>。ただしESAの負担は他のプロジェクトに影響を及ぼす懸念が拭えない<ref>{{cite news|first=Sergio|last=Volonte|date=2007-07-10|title=Cosmic Vision 2015-2025 Proposals|url=http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=41177 |
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|publisher=ESA| accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>。計画ではNASAの[[JIMO]]やESAのジュピター・ガニメデ計画[[:en:Jupiter Ganymede Orbiter|(en)]]を基軸に2020年頃に実行が見込まれる<ref>{{cite web|url=http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=107|title=Laplace: A mission to Europa & Jupiter system|publisher=ESA| accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref> |
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==== 中止された探査機 ==== |
==== 中止された探査機 ==== |
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;[[パイオニアH]] |
;[[パイオニアH]] |
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: 11号の次に打ち上げられる予定だった。 |
: 11号の次に打ち上げられる予定だった[[:en:Pioneer H|(en)]]。 |
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;[[エウロパ・オービター]] |
;[[エウロパ・オービター]] |
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: エウロパの海を研究するために計画された探査機。[[2002年]]か2003年に打ち上げられる予定だった。 |
: エウロパの海を研究するために計画された探査機。[[2002年]]か2003年に打ち上げられる予定だった。 |
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;[[JIMO]] |
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: エウロパや[[カリスト (衛星)|カリスト]]などを目標とした探査機。[[2012年]]以降に打ち上げられる予定だった。 |
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== 生命の可能性 == |
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1953年、ミラー・ユーリーの実験[[:en:Miller–Urey experiment|(en)]]は原始地球の大気に存在した化学物質から稲妻によって生物を構成する[[アミノ酸]]など有機化合物が合成されることを明らかにした。この実験で使われた大気は、水、メタン、アンモニア、水素分子などであり、これらは木星大気にも含まれている。しかし木星には強い垂直方向の空気循環があり、このような物質は高温の惑星内部に運ばれて分解してしまい、地球型の生命が発生することを妨げると考えられる<ref>{{cite web|last=Heppenheimer|first=T. A.|year=2007|url=http://www.nss.org/settlement/ColoniesInSpace/colonies_chap01.html|title=Colonies in Space, Chapter 1: Other Life in Space|publisher=National Space Society| accessdate = 2011-05-05|language=英語}}</ref>。 |
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SFや論文において、木星の将来的な利用方法が論じられている。最も現実的な物としては、木星大気の上層部から水や[[核融合]]燃料となる[[重水素]]や[[ヘリウム#同位体|ヘリウム3]]を採取する事が考えられる。更に大胆な構想として、木星の周囲に自転で生じる大電流で稼働する巨大な[[粒子加速器]]を建造する事や、木星に核融合反応を起こさせて太陽化して、新たな[[太陽エネルギー]]源としての利用や[[ガリレオ衛星]]の[[テラフォーミング]]を行う事も考えられている。 |
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また、大気中にある水の絶対量が乏しい点と、岩石核の表面が惑星深くの強い圧力に晒されていることも地球型生物の発生条件にほとんど適さないと考えられる理由である。しかしボイジャー計画前の1976年には、木星の上層大気中にアンモニアか水を媒介とする生物が存在する仮説が示された。この説では、地球の海ような環境を当てはめたもので、上層部に漂い[[光合成]]を行う[[プランクトン]]が存在し、その下部にはこれらを食糧とする[[魚]]のような生物が、さらに下には魚を[[捕食]]する生物がいると想定した<ref>{{cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/J/Jupiterlife.html| accessdate = 2011-05-05|language=英語|title=Life on Jupiter|publisher=Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy & Spaceflight}}</ref><ref>{{cite journal|title=Particles, environments, and possible ecologies in the Jovian atmosphere|author=Sagan, C.; Salpeter, E. E.|journal=The Astrophysical Journal Supplement Series|year=1976|volume=32|pages=633–637|doi=10.1086/190414}}</ref>。 |
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== 木星に関連した作品 == |
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{{main|木星を扱った作品一覧}} |
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[[ハーバード大学]]教授のカール・サガンは、木星の中心にある岩石質の中心核はまわりを広大な水の海で囲まれ、そこに生物がいる可能性を示唆した。彼は、木星内部は高温であるが一方で高圧でもあり、水が液状で封じられているとすれはその体積量は地球の海の620倍と試算した。液体の水ならば重力や外部の気圧は影響を及ぼさず、また生命の素材たる有機化合物は木星表面の観測から多量に存在すると考えられる。ただしこの説を確かめる術は無い<ref>{{Cite book|和書|author=[[アイザック・アシモフ]]|year=1963年|title=空想自然科学入門|chapter=16.もちろん木星だとも|pages=294-310|publisher=[[早川書房]]|edition=第一八刷|isbn=4-15-050021-5 }}</ref>。 |
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== 本文注 == |
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<references/> |
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== 惑星記号 == |
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[[ファイル:Jupiter symbol.ant.png|right]] |
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木星を指す[[天文学のシンボル]] [[File:Jupiter symbol.svg|14px|{{unicode|♃}}]] は、神の稲妻を様式化した記号であり、また[[ギリシア語]]で[[ゼウス]]の頭文字からローマ人がつけたものでもある。接頭語「zeno-」は、しばしば木星にかかわる諸物を表す単語に用いられ、例えば木星表面の研究は「zenographic」と表現される<ref group="注">使用例:{{cite news|title=IAUC 2844: Jupiter; 1975h|publisher= International Astronomical Union|date=October 1, 1975|url=http://cbat.eps.harvard.edu/iauc/02800/02844.html|accessdate=2010-10-24}}。{{cite web|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-abs_connect?db_key=AST&text=zenographic%20since%20at%20least%201966|title=Query Results from the Astronomy Database|publisher=Smithsonian/NASA|accessdate=2007-07-29}}</ref>。 |
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== 地上からの観測 == |
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[[File:Retrogadation1.png|right|thumb|木星のような外惑星が逆行して見える現象は、地球との相対的な位置関係からもたらされる。]] |
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地球上から観測すると、木星は太陽・月・[[金星]]に続いて4番目に明るく見える天体である<ref name="worldbook" />。しかし、時に[[火星]]が木星よりも明るく見えることがある。これは、太陽と木星と地球の相対的な位置が関係し、木星が太陽との[[衝]]にあるときは-2.9等級、[[合 (天文)|合]]にあるときには-1.6等級と明るさが移り変わるためである。また、角直径も50.1-29.8[[分 (角度)|分]]までの間を変化する<ref name="fact"/>。 |
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位相角[[:en:Phase angle (astronomy)|(en)]]は最大11.5度であるため、地球から見ると木星には影で欠ける[[食 (天文)|食]]がほとんど視認できない<ref>{{cite web |year=1974|url = http://history.nasa.gov/SP-349/ch8.htm |title = Encounter with the Giant|publisher = NASA |accessdate = 2007-02-17}}</ref>。 |
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=== 占星術 === |
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木星は[[七曜]]・[[九曜]]の1つで、[[10大天体]]の1つである。[[西洋占星術]]では、[[人馬宮]]の[[支配星]]で、[[双魚宮]]の副支配星で、吉星である。[[保護]]を示し、[[儀式]]、[[宗教]]、[[研究]]、[[姻族|妻の里方]]に当てはまる<ref>[[石川源晃]]『【実習】占星学入門』ISBN 4-89203-153-4</ref>。 |
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== 関連項目 == |
== 関連項目 == |
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{{sisterlinks|commons=Jupiter}} |
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* [[シューメーカー・レヴィ第9彗星]] |
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* [[ホット・ジュピター]] |
* [[ホット・ジュピター]] |
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* [[木星を扱った作品一覧]] |
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* [[宇宙探査機]] |
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== 参考文献 == |
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* {{Cite book|和書|author=[[松井孝典]]|year=1996年|title=惑星科学入門|publisher=[[講談社]]|edition=第一刷|isbn=4-06-159222-X|ref=松井(1996)}} |
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* {{Cite book|和書|author=編集長：水谷仁|coauthors= |year=2009年|title=[[ニュートン (雑誌)|ニュートン]]別冊 太陽と惑星 改訂版|publisher=[[ニュートンプレス]] |isbn=978-4-315-51859-7|ref=ニュートン(別2009)}} |
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== 脚注 == |
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=== 注釈 === |
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=== 脚注 === |
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=== 脚注2 === |
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本脚注は、出典・脚注内で提示されている「出典」を示しています。 |
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== 読書案内 == |
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*{{citation |editor1-last=Bagenal |editor1-first=F. |editor2-last=Dowling |editor2-first=T. E. |editor3-last=McKinnon |editor3-first=W. B. |year=2004 |title=Jupiter: The planet, satellites, and magnetosphere |location=Cambridge |publisher=Cambridge University Press |isbn=0-521-81808-7 }} |
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*{{citation |last=Beebe |first=Reta |title=Jupiter: The Giant Planet |edition=第2 |year=1997 |publisher=Smithsonian Institution Press |location=Washington, D.C. |isbn=1-56098-731-6 }} |
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== 外部リンク == |
== 外部リンク == |
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{{sisterlinks|commons=Jupiter}} |
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* [http://www.cgh.ed.jp/TNPJP/nineplanets/jupiter.html ザ・ナインプラネッツ日本語版（木星）] |
* [http://www.cgh.ed.jp/TNPJP/nineplanets/jupiter.html ザ・ナインプラネッツ日本語版（木星）] |
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* {{cite web|url=http://www.dagbladet.no/tv/index.html?clipid=17116|title=Video from spaceship New Horizon's flyby of Jupiter|publisher=Dagoblet.no| accessdate = 2011-05-05|language=ノルウェー語}} |
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* {{cite web|author=Hans Lohninger ''et al.''|date = November 2, 2005|url = http://www.vias.org/spacetrip/jupiter_1.html|title = Jupiter, As Seen By Voyager 1|work = A Trip into Space|publisher = Virtual Institute of Applied Science| accessdate = 2011-05-05|language=英語}} |
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* {{cite web|first=Tony|last=Dunn|year = 2006|url = http://orbitsimulator.com/gravity/articles/joviansystem.html|title = The Jovian System|work = Gravity Simulator| accessdate = 2011-05-05|language=英語}}— 62個の木星衛星の公転シミュレーション。 |
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* {{cite web|author=Seronik, G.; Ashford, A. R|url = http://skytonight.com/observing/objects/planets/3307071.html?page=1&c=y|title = Chasing the Moons of Jupiter|publisher = Sky & Telescope| accessdate = 2011-05-05|language=英語}} |
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* {{cite news|author=Anonymous|date = May 2, 2007|url = http://news.bbc.co.uk/2/hi/in_pictures/6614557.stm|title = In Pictures: New views of Jupiter|publisher = [[BBC]] News|accessdate = 2011-05-05|language=英語}} |
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* {{cite web|first=Fraser|last= Cain|url=http://www.astronomycast.com/astronomy/episode-56-jupiter/|title=Jupiter|publisher = Universe Today|accessdate=2011-05-05|language=英語}} |
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* {{cite web|url=http://science.nasa.gov/headlines/y2007/01may_fantasticflyby.htm|title= Fantastic Flyby of the New Horizons spacecraft (May 1, 2007.)|publisher = NASA|accessdate=2011-05-05|language=英語}} |
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* {{cite web|work=Planetary Science Research Discoveries|publisher=University of Hawaii, NASA|url=http://www.psrd.hawaii.edu/Archive/Archive-Jupiter.html|title=Moons of Jupiter articles in Planetary Science Research Discoveries|accessdate=2011-05-05|language=英語}} |
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2011年5月7日 (土) 17:57時点における版
木星 Jupiter | |||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|
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| 仮符号・別名 | 歳星 | ||||||
| 分類 | 木星型惑星 | ||||||
| 軌道の種類 | 外惑星 | ||||||
| 発見 | |||||||
| 発見年 | 有史以前 | ||||||
| 発見方法 | 目視 | ||||||
| 軌道要素と性質 元期:2008年1月1日[1] | |||||||
| 太陽からの平均距離 | 5.20260 AU | ||||||
| 平均公転半径 | 778,412,010 km | ||||||
| 近日点距離 (q) | 4.952 AU | ||||||
| 遠日点距離 (Q) | 5.455 AU | ||||||
| 離心率 (e) | 0.04851 | ||||||
| 公転周期 (P) | 11.86155 年 | ||||||
| 会合周期 | 398.88 日 | ||||||
| 平均軌道速度 | 13.0697 km/s | ||||||
| 軌道傾斜角 (i) | 1.3028 度 | ||||||
| 近日点引数 (ω) | 14.4602 度 | ||||||
| 昇交点黄経 (Ω) | 100.5461 度 | ||||||
| 平均近点角 (M) | 277.2142 度 | ||||||
| 太陽の惑星 | |||||||
| 衛星の数 | 63 | ||||||
| 物理的性質 | |||||||
| 赤道面での直径 | 142,984 km[2] | ||||||
| 半径 | （平均）69,911 ± 6km[3][4] | ||||||
| 表面積 | 6.21796×1010 km2[4] | ||||||
| 体積 | 1.43128×1015km3[5][4] | ||||||
| 質量 | 1.8986×1027 kg[5] | ||||||
| 地球との相対質量 | 317.8[5] | ||||||
| 平均密度 | 1.326 g/cm3[5][4] | ||||||
| 表面重力 | 24.79 m/s2[5][4] | ||||||
| 脱出速度 | 59.5 km/s[5][4] | ||||||
| 自転周期 | 9時間55.5分 （0.4135 日）[6] | ||||||
| アルベド（反射能） | 0.52(geom.)[5] | ||||||
| 赤道傾斜角 | 3.13 度[5] | ||||||
| 表面温度 |
| ||||||
| 大気の性質 | |||||||
| 大気圧 | 70 kPa | ||||||
| 水素 | >81% | ||||||
| ヘリウム | >17% | ||||||
| メタン | 0.1% | ||||||
| 水蒸気 | 0.1% | ||||||
| アンモニア | 0.02% | ||||||
| エタン | 0.0002% | ||||||
| ホスフィン | 0.0001% | ||||||
| 硫化水素 | <0.0001% | ||||||
| ■Template （■ノート ■解説） ■Project | |||||||
木星（もくせい、英: Jupiter）は、太陽系にある惑星の1つで、内側から5番目の公転軌道を周回している第5惑星である[2]。ガス質の「木星型惑星」に分類され[7]、太陽系惑星の中で大きさ、質量ともに最大のものである[8]。
太陽系は太陽と木星とその他で出来ていると言えるほど大きい。木星及び木星と同様のガスを主成分とする惑星（ガス惑星）である土星のことを木星型惑星（巨大ガス惑星）と呼ぶ[8]。かつては天王星、海王星も含めていたが、現在では別の天王星型惑星（巨大氷惑星）に分けられている[8]。
木星は古代から知られ観測されてきた。そして多くの文明で神話や信仰の対象となった。英語Jupiterは古代ローマ神話の神ユーピテルを語源とする[2][9]。
軌道
公転
太陽からの平均距離は778×107km（約5.2 AU）である。仮に太陽を直径1mの球とすると、木星は約560m離れたところを周回していることになる[10]。周期は11.86年であり、これは土星の2/5に相当する。したがって、太陽系にある2つの巨大な木星型惑星は、その周期が軌道共鳴5:2の関係にある[11]。
自転
木星の赤道傾斜角は非常に小さく3.13度しか傾いていない。この結果、惑星上には有意な季節変化がほとんど無いと考えられる[12]。この自転によって、赤道では1.67m/2の遠心力が働き重力24.79 m/2と相殺してこれを23.12 m/2まで減少させる。そしてこの力は木星の形状にも影響を与え、赤道の直径9275kmは自転軸の直径よりも7%程度膨らんだ楕円球の状態にある[13][14]。
視認できる惑星表面が固体ではない木星では、上層大気の差動回転が確認される。極域の大気は、赤道部分の大気よりも回転時間が5分長い。木星の自転は、大気の動きになどに則した3つの系（システム）に分けて説明される。システムⅠは赤道を挟んだ南北10度の領域で、最も速く9時間50分30秒で一周する。システムⅡはⅠを挟む南北部分の中緯度に当る領域で、周回時間は9時間55分40.6秒である。システムⅢは電波天文学によって定義される惑星磁気圏の回転を指し、固体核の自転周期と考えられ木星の公式な自転とみなされている[15][16]。
物理的性質
大きさ
太陽系の中で、木星は太陽に次ぐ重力中心であるが、半径比は7%に過ぎない[17]。それでもその質量は、太陽系の木星以外の惑星全てを合わせたものの2[2]-2.5倍ほどに相当する。そのため、太陽系全体の重心は太陽の中心にはなく、太陽半径の1.068倍の位置に相当する太陽表面付近にある。地球との比較では質量は318倍、直径は11倍、体積は1,321倍ほどある[5][18]。半径は太陽の0.1倍に等しく[19]、質量は0.001倍である。密度は両者でほとんど差は無い[20]。木星質量はMJ または MJupで表され、太陽系外惑星や褐色矮星などの天体質量を表示する単位にも用いられる。例えば、オシリスの質量は0.69 MJ、CoRoT-7bは0.015 MJである[21]。
理論モデルが明らかにしたところによると、もし木星質量が現在よりも大きかったならば、星は縮んでいたと考えられる[22]。少々の差異では半径に影響を及ぼさないが、地球質量の500倍、木星質量の1.6倍程度重かったとすると[22]、重力の増加による内部の圧縮が強まり、物質量の増加に反して惑星の体積が小さくなると考えられる。もし木星が星形成の際に現在の50倍程度の質量を獲得していれば褐色矮星になったと思われる[23]。
木星が恒星として輝くには水素を中心として75-80[24]倍程度の質量が無ければならないが、半径で示せば30%程度大きければ赤色矮星にはなり得たという[25][26]。
木星は、太陽輻射で受ける熱よりも多い熱量を放射している。木星表面の温度は125Kであり、これは太陽光エネルギーだけで計算される温度102Kよりも高い[24]。この差を生むものは惑星内部で生成される熱量であり、それは太陽から受けるエネルギー量に匹敵する[27]。この熱は、ケルビン・ヘルムホルツ機構(en)と呼ばれる断熱過程で生じるもので、この過程によって木星は年間2cmずつ縮んでいる[28]。逆に、誕生時の木星は現在よりも2倍程度の大きさがあったとも考えられる[29]。
内部構造
木星の内部構造は、中心に様々な元素が混合した高密度の中心核があり、そのまわりを液状の金属水素と若干のヘリウム混合体が覆い、その外部を分子状の水素を中心とした層が取り囲んでいるものと考えられる[28]。ただしこの構造ははっきりとわかっていない。
中心核はケイ素など岩石質ではないかと想像されるが、その構造は温度・圧力の状態と同じく分かっていない。1997年に重力測定から予測された[28]中心核の規模は様々に言われるが、地球の10-45倍の大きさを持ち、木星全体の3-15%程度の質量を占めると考えられる[27][30]。仮に木星成分が太陽と同じならば、岩石質の中心核は地球の5倍程度になるが、密度から計算するとその大きさは15倍程度となる。これは、巨大ガス惑星といえど太陽系の元素組成よりも水素やヘリウムが少ないことを示す[31]。この中心核は、惑星形成モデルから予測される原始太陽系星雲からの水素やヘリウムの集積が行われた際、同様に岩石や水の氷も木星の初期形成時に集まったと考えられる。この核が予測どおり存在するとすれば、それは液体状の金属水素が起こす対流の中に混ざり込んだ物質が惑星内の深層部分に集まって形成されたことになる。この中心核は、現在では冷え切っていると思われるが、活動している可能性を完全に除外できる程の観測結果は得られていない[28][32]。
中心核の周囲には、微量のヘリウムや水の氷を含む厚い水素の層が広がっている[2]と考えられ、それは木星半径の78%に相当する[27]。深い部分は液体の金属水素が40,000km程の層を成し、その上部にはやはり液状の水素分子が約20,000kmの厚さで覆っている[33]。表面部分の深さでは、温度は水素の臨界点である33Kを上回っている[34]ため、水素は液相と気相を区分する境界が存在しない超臨界液体状態にあると考えられる。しかしながら、上層部では水素はガス状であり、1000km程下がると雲状の層となる[27]。そして層の下部では液状になっている。これらに明らかな境界は存在しないが、深くなるにつれ徐々に熱を持ち濃度も高くなってゆく[35][13]。
木星の内部モデルは確立されておらず、これまで観測された諸元値にはばらつきがある。回転係数J6の一つが惑星の重力モーメントから赤道半径、1気圧下での温度を説明するために用いられていた。2011年に着手される探査機ジュノーでは、これらの値を絞り込む役割があり、その結果から中心核についての課題解決が進むことが期待されている[36]。
温度
木星の赤道傾斜角は、3.08 - 3.12°と水星に次いで小さく、自転軸がほぼ垂直である。このため、地球などに見られるような、気象現象の季節変化はあまりないと推測されている。ところが、木星表面の温度は極部分と赤道部分でほとんど差がない[37]。さらに木星の温度はマイナス140℃程度だが、これは太陽からの輻射熱だけで計算されるマイナス186℃よりも高い。このようなことから、木星は内部から熱を発していると考えられる[37]。太陽から受ける熱量の2倍に相当する熱量の熱源は、地殻が無い木星では地球のような地熱はありえず[37]、水素より重いヘリウムが中心に沈む際に生じる重力エネルギーではないかと考えられている[37][38]。
木星内部の温度と圧力は、内部に向かうほどにどちらも高くなる。水素が臨界点まで加熱され相転移を起こす領域では金属水素が形成されるようになるが、その領域の温度は10,000K、圧力は200GPaに達すると考えられる。金属水素層の底で温度は20,000K、圧力は3,600GPa[33]中心核では、温度は36,000K、圧力は4,500GPaに至ると見積もられている[27]。
大気
木星の上層大気は、ガス分子構成比で88-92%の水素と8-12%のヘリウムガスが占める。元素単位でヘリウムは約4倍重いため、重量比では水素75%、ヘリウム24%、他が1%である。内部は含まれる重い元素の比率が高まり、全体の重量比では水素約71％、ヘリウム約24%、他が5%となる。大気にはわずかなメタン、水蒸気、アンモニア、珪素化合物も含まれる。また、観測からエタン、硫化水素、ネオン、酸素、硫黄も確認された。大気最外層には凍ったアンモニアの結晶が漂っている[39][40]。また、赤外線や紫外線測定から、微量のベンゼンや他の炭化水素の存在も確認された[41]。
大気における水素とヘリウムの存在比は、原始太陽系星雲の理論的構成に近い。しかしネオンは5万分の1と太陽が含む量の約1/10程度しか無い[42]。ヘリウムの比率も太陽の80%程度と少ない。この大気上層におけるヘリウムやネオン比率の少なさから、これらの元素が降水のように金属水素の層へ沈殿し、惑星内部に沈みこんだ結果という説がある[43][44]。
木星は5000kmにわたる太陽系惑星の中でも最も厚い大気層を持つ[45][46]。木星には固体の表面が存在しないため、惑星の領域は、大気が10気圧または地球表面の10倍に相当する大気圧の部分からと考える[45]。
雲の層
木星は常時雲に覆われており、可視光で観測される表面は固体の地面ではなく雲の表層である[33]。この雲はアンモニアの結晶や、可能性としてアンモニア水硫化物で作られたものと考えられる。これらの雲は対流圏界面に浮かんでおり、特に赤道域に相当する部分では緯度ごとに異なる流れを起こしていることが知られている。この流れは比較的明るい「帯、ゾーン (zones)」と暗い「縞、ベルト (belts)」に分けられる事もあり、それぞれの部分にある物質が太陽光を反射する具合でこのように見える[47]。これらの部分は赤道と平行に、東向きと西向きに交互に流れており、間に働く相互作用は複雑な大気循環を引き起こして嵐の渦や乱流などの現象を発生させる[47]。ゾーンやベルト部分のジェット気流は、風速100m/秒（360km/h）にも達する[48]。このゾーンやベルトは幅や色また風速などを毎年変化させるが、観測者の眼には識別し名称をつけるに充分な識別が可能なほど、その個別特徴を保つ[18]。
雲の層は厚さ50km程度に過ぎない。しかもそれは少なくとも、低部の厚い層と高所の薄く目立つ層の2構造を持っている。さらに、アンモノアの雲の下には薄い水の雲が存在すると予想される。木星の雲の中では稲妻の光が見つかったが、これには極性分子である水が引き起こす電離作用が必要である[27]。水の雲は惑星内部から供給される熱を受けて、雷のエネルギーを蓄積する[49]。この放電現象は地球の稲妻の1000倍にも相当する大規模なものである[50]。
木星表面に見られる雲のオレンジ色や茶色は、内部から湧き上がった化合物が太陽の紫外線によって変質し色を変えたものである。詳細は未だ判明していないが、リン、硫黄、炭化水素類が成分だと考えられている[27][51]。色基(en)として知られるこれら多彩な化合物は、比較的暖かい雲の下層で混合される。これが対流細胞(en)の湧き上がりによって、上層を覆うアンモニア結晶の雲の上に昇ってくることで、色を持つ層が表面に形成される[52]。
木星は赤道傾斜角が小さいため、両極部分は赤道部分に比べて常に太陽光をあまり受けない状態が続く。そのために熱量を極に向かわせる対流があると考えられるが、それはあくまでも惑星内部で起こっており、観測できる雲の層では温度は釣り合っている[18]。
大赤斑
木星を特徴づけるものに、赤道から南に22度の表面に確認できる大赤斑がある[47]。周囲の温度が2度程度低いことからこれは高気圧性の嵐と考えられる[53]。
この大赤斑は地球からも口径12cm以上の望遠鏡があれば視認することが出来[54]、少なくとも1831年には確認され[55]、さらに遡る1665年には存在したと考えられる[56]。計算では、この赤斑を作る嵐は安定しており、今後も惑星が存在する限り消えないとも言われ[57]、これほど長期間にわたって維持されるメカニズムは解明していない[2]。過去には地殻の突起部分が影響しているとか、ソリトンではないかという説もあったが、現在では巨大な台風と考える説が最も無理が少ない[53]。
この楕円形の大赤斑の寸法は、長径2.4-4万km、短径1.2-1.4万kmであり、地球2-3個がすっぽり納まる[58]。最も盛り上がっている箇所は周囲よりも8km程度高い[2][59]。反時計回りに回転しており、6日間かけて1周する[60]。
2000年、南半球上に小さいながら大赤斑と同じものと見られる特徴的な大気現象が現れた。これは、もっと小さく白い楕円形をした複数の嵐が合体し一つとなったことで形成されたもので、これら小規模な現象のうち三つは1938年には存在が確認されていた。この斑はOval BAと命名され、また赤斑ジュニアのあだ名がついた。その後この斑はさらに強大になり、その色も白から赤へと変化した[61][62][63]
磁気圏と磁場
木星の磁場は広大で、面積は地球磁場の14倍に相当する。磁力は赤道部分で4.2ガウス、極部分で10-14ガウスという太陽黒点を除けば太陽系最大の磁力を持ち[52]、地球磁場の約2万倍に相当する[64]。磁極は自転軸とややずれており、極性は地球と逆になっている[64]。
この磁場は、金属水素のマントルにおける導電物質の対流活動が引き起こすという説が有力である[64]。木星磁気圏の特徴は、衛星イオが火山活動で軌道上に放出する二酸化硫黄ガスが硫黄や酸素等のイオンとなり、木星から供給される水素イオンともども惑星の赤道上にプラズマ・シート(en)を形成するところにある。このシートは惑星とともに自転する磁気圏に引っ張られて回転し、遠心力によって引き伸ばされた円盤状となる[65]。プラズマ・シートの中では電子が0.6-30.0メガヘルツに達する強い電波バーストを発している[66]。
太陽風と磁気圏は、木星半径の75倍に相当する領域で相互作用を起こしボウショックを発生している。このボウショックと磁気圏境界層(en)との間の内側部分が磁気圏境界面(en)となり、木星の磁気圏を覆っている。ここに衝突する太陽風は、風下(en)へ木星磁気圏を引き伸ばし、その外側は土星の公転軌道にまで達している[2]。4大衛星はどれも磁気圏の中を公転しており、太陽風の吹きつけから護られている[27]。しかし、この磁気圏内部は高エネルギー粒子で満たされており、地球のヴァン・アレン帯をさらに厳しくしたような環境にある[2]。
木星の磁気圏は磁場が発生する極の部分に激しい現象を起こす。衛星イオの火山活動が磁気圏内に放出するガスは惑星を囲う円環の形に広がる。この中をイオが公転すると、相互作用によってアルヴェーン波が発生し、イオンを木星の極まで運ぶ。その結果、加速されて(en)メーザー(en)発生機構として働き、エネルギーは円錐の表面をなぞるように伝達する。この円錐と交差すると、地球では太陽からの電波よりも高い出力が観測される[67]。
この強い磁気のため、木星の極には常時オーロラが生じ、そのエネルギーは地球の1000倍に相当する[68]。木星大気の主成分は水素分子H2であるため、流入する荷電粒子によって電離しH2+イオンとなり、これがH2と反応を起こしH3+とHとなる。このH3+イオンがオーロラを起こす[69]。また、磁力線が衛星と重なった際に生じるフラックスチューブ（エネルギー束）が極域と繋がった箇所にも点状のオーロラが発生する[69]。
木星電波
1955年、バーナード・バーグとケネス・フランクリン(en)は、木星から発せられた断続的な22.2メガヘルツの電波信号（電波バースト）を検出した[27][70]。この電波を観測した周期は木星の自転と一致しており、ここから逆に木星自転周期の正確な値を割り出すことができた。また、この電波バーストには数秒程度の長いLバーストと、100分の1秒未満の短いSバーストがあることも判明した[71]。
研究によって、木星は3種類の電波を発していると判明した。
- 何十メートルにもなるデカメーター波長の電波バーストがあり、これは木星の自転によって異なり、衛星イオが木星磁気圏に及ぼす影響も受ける[72]。
- センチメートル単位のデシメートル波長の電波放 射は、1959年にフランク・ドレイクとハイン・フバタムが初めて観測した[27]。これは木星赤道付近の円環帯から発せられており、木星磁場で加速された電子によるサイクロトロン放射(en)が起源だと考えられる[73]。
- 木星大気の熱からは熱放射が生じている[27]。
2010年には、木星磁場とほぼ一致する領域から強いX線が放射されていることが日本のX線天文衛星すざくの観測で判明した。この現象は、木星周辺の領域で電子が光速近くまで加速されることが主因と考えられる[74]。
木星の衛星と環
詳細は「木星の衛星と環」を参照
衛星
木星には固有の名称がつけられた衛星が63個ある[47]。そのうち47個は直径10kmに満たない小さなもので、1975年以降に発見された。大きな4つの衛星であるイオ、エウロパ、ガニメデ、カリストはガリレオ衛星と呼ばれる[75]。
イオ、エウロパ、ガニメデの3個は軌道共鳴状態にあることで知られる。イオが木星を1周する間にエウロパは約2周、ガニメデは約4周する。そのためこれら3衛星の間には特定の場所でお互いの重力が働き合い、共鳴と相まって公転軌道は楕円形にゆがむ。なお、木星からの潮汐力は衛星の公転軌道を円型にしようと働く[76]。
| ガリレオ衛星を地球の月と比較した値 | |||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 名称 | IPA | 直径 | 質量 | 軌道半径 | 軌道周期 | ||||
| km | % | kg | % | km | % | days | % | ||
| イオ | [ˈaɪ.oʊ] | 3643 | 105 | 8.9×1022 | 120 | 421,700 | 110 | 1.77 | 7 |
| エウロパ | [jʊˈroʊpə] | 3122 | 90 | 4.8×1022 | 65 | 671,034 | 175 | 3.55 | 13 |
| ガニメデ | [ˈɡænimiːd] | 5262 | 150 | 14.8×1022 | 200 | 1,070,412 | 280 | 7.15 | 26 |
| カリスト | [kəˈlɪstoʊ] | 4821 | 140 | 10.8×1022 | 150 | 1,882,709 | 490 | 16.69 | 61 |
環
木星には3つの箇所からなる環が存在する[47]。光環（ハロー環）としても知られる木星表面に接している内側のトーラスの環、比較的明るく幅6400km・厚さ30kmの主環（メインリング）、そして外側の薄い環（ゴサマー環）である[77][78]。このうちゴサマー環は内側に1本の輪が入れ子のように存在する[77]。これらの環はアルベドが0.5程度と暗く[2]、土星の環が氷を主成分にするのに対し、塵の比率が高い[27]。主環の材料は主に衛星アドラステアとメティスから放出された物質と考えられる[2]。
放出された粒子は通常ならば衛星に戻ってゆくが、木星の場合は強い引力の影響を受けて引っ張られて落ちてゆく[77]。その一方で環には衛星から新たに物質が供給されている[79]。このメカニズムはゴサマー環も同様で、衛星テーベとアマルテアが物質供給の役目を担う[79]。他にも、アマルテアの軌道に沿った岩石質の環が存在する証拠もあり、これも衛星から生じた屑で形成されたものと考えられている[80]。
太陽系内の天体との相互作用
太陽とともに、木星が及ぼす重力の影響は太陽系を形づける。太陽に非常に近い水星を例外に、ほとんどの星の軌道は、太陽の天の赤道ではなく木星の軌道平面とほぼ一致している。 小惑星の分布についても、カークウッドの空隙は木星によってもたらされ、後期重爆撃期が起こった原因こそが木星の存在とも考えられる[81]。
衛星群とともに、木星の重力場は多くの小惑星に影響を与え、公転軌道上のラグランジュ点に集めた。この小惑星の集まりはトロヤ群と呼ばれ、『イーリアス』に登場するトロイア戦争の人物名から多く小惑星の名前が採られている。発見は1906 年にマックス・ヴォルフが見つけた小惑星アキレスに始まり、現在では2000以上が見つかっている[82]。
ほとんどの短周期彗星（軌道長半径が木星のそれを下回るものと定義される）は木星系と言える。これらも起源はエッジワース・カイパーベルトだと考えられるが、木星と近接接近した際に軌道が乱され、結果的に太陽と木星双方の重力に捕らえられた短周期へ変化したものと思われる[83]。
1993年にアマチュア天文家の串田嘉男と村松修によって発見された串田・村松彗星 (147P/Kushida-Muramatsu) は、1949年に木星の影響圏内に捕獲され、1 - 2度木星を周回した後、1961年に影響圏から脱出していた可能性が指摘されている。また将来的にはヘリン・ローマン・クロケット彗星 (111P/Helin-Roman-Crockett) が2068年から2986年までの間に捕獲され、木星の周りを6回周回すると見られている[84]。
衝突
木星は太陽系の掃除屋という異名を持ち[86]、それは内惑星の領域に比較的近い重力井戸(en)であるため、木星は数多い彗星衝突を引き受け内惑星を保護してきたという考えからつけられた[87]。しかし、近年のコンピュータ・シミュレーションでは、木星という重力点によって軌道を変えられてしまう彗星があり、内側に入り込む彗星の数を有意に減らさないという結果も発表された[88]。この問題は議論を呼び、様々な意見が示されている[89]。
1997年、過去に木星を観察したスケッチ9枚が調査されたが、その中にあるジョヴァンニ・カッシーニが1690年に観測したスケッチに、木星衝突らしき痕跡を描いたものがあった[90]。現代の観測では、1994年7月16日から22日にかけて起こったシューメーカー・レヴィ第9彗星の20個以上の破片が木星の南半球に衝突した出来事が有名である。これは太陽系天体の衝突を直接観測した最初の例となった。また、この衝突は木星大気の成分分析にかかわる重要なデータを提供した[91][92]。
2009年7月19日には、南半球に衝突痕が発見された[93][94]。これは大気表面に残った黒い点で、大きさはOval BAにほぼ匹敵した。衝突が起こった場所は、赤外線観測によって南極点に近い大気が暖められていることから判明した[95]。2010年にも小さな衝突(en)が観測された。2010年6月3日にオーストラリアのアマチュア天文学者アントニー・ウェスレィが発見し、後にフィリピンでもアマチュア天文家クリストファー・ゴーが成功したビデオ撮影された画像が発表された[96][97]。さらに2010年8月21日、木星に小天体が衝突した瞬間の閃光を日本のアマチュア天文家立川正之が観測・撮影した[98]。木星への天体の衝突は極めて稀な出来事とされていたが、短期間の内に連続して3件の天体衝突が発生したことから、衝突確率に関する理論を見直す必要があるともいわれている[99]。
人類と木星
歴史と神話
夜、そして太陽が低い時に地上から視認できた木星は古代から知られていた[100]。古代バビロニアでは、木星は神マルドゥクと同一視されていた。彼らは、木星の黄道に沿う約12年にわたる周期を用いて、黄道十二星座の各星座を定めていた[18][101]。
英語のジュピター (Jupiter) は、ギリシア神話のゼウスと同一とみなされるローマ神話の神ユーピテル （ラテン語: Iuppiter, Iūpiter、またはJove） を語源とする[2]。この名はインド・ヨーロッパ祖語におけるDyēu-pəter が変化した呼称であり、その意味は「天空の父たる神」("O Father Sky-God") または「日の父たる神」("O Father Day-God") である[102]。英語における木星の形容詞 jovian は、古くはjovial とも書かれ、これは同時に「陽気な、愉快な、幸せな」等の意味を持ち[103]、中世の占星術師から守護惑星の意味として使われた[104]
中国では、黄道に沿った公転周期がほぼ12年であることから十二次を司る最も尊い星[105]として「歳星」と呼ばれた[106]。また、道教に於いては天形星（天刑星、てんけいせい）の名で神格化され、牛頭天王さえ喰らう凶神として恐れられた[107]。
古代の観測
木星の観察は紀元前8-7世紀頃の古代バビロニアまで遡ることができる[108]。また古代中国でも、天文学者の甘徳が紀元前362年に肉眼で木星の衛星を観察したと席澤宗(en)は主張した。これが正しければ、彼はガリレオに先立つこと2000年前に衛星を発見していたことになる[109][110]。紀元前2世紀頃には古代ローマのクラウディオス・プトレマイオスが著作『アルマゲスト』にて、従円と周転円を用いて木星と地球の相対位置を説明し、木星の公転時間を地球時間で4332.38日または11.86年とする天動説の惑星モデルを作り上げた[111]。499年にはインドの天文学者・数学者のアリヤバータが同じく天動説モデルにて、木星公転を4332.2722日または11.86年と計算した[112]。
地上からの観測
1610年にガリレオ・ガリレイは、望遠鏡を用いて木星に4つの衛星を発見した。これらは地球の月以外では初めて発見された衛星で、今日ではガリレオ衛星と呼ばれるイオ・エウロパ・ガニメデ・カリストである。これは同時に、地球以外の天体力学の中心が初めて見つかった例でもあり、ニコラウス・コペルニクスの地動説を支持する有力な証拠とガリレオは主張したが、そのために彼は異端審問にかけられた[2][113]。
1660年代、ジョヴァンニ・カッシーニは新型の望遠鏡を用いて観測を行い、木星表面の斑や多彩な帯を発見した。さらに、惑星全体が極方向でつぶれた扁平状であることも視認した。これら観察から彼は木星の自転時間を計算し[40]、1690年には大気が差動回転を起こしていることにも気づいた[27]。
南半球にある木星を特徴づける大赤斑は、1664年にロバート・フックが発見したとも1665年のカッシーニが発見[47]とも言われる。その詳細は1831年に薬剤師でもあったハインリッヒ・シュワーベが初めて記録した[114]。記録によると、大赤斑は1665年から1708年の間には見つけられなくなり、1878年頃からしだいに見えるようになった。1883年以降、今日に至るまで大赤斑は一貫して観測され続けている[115]。
ジョヴァンニ・ボレリとカッシーニは木星衛星の動きについての精緻な図を作成し、木星の前後を通過する予測を立てた。しかし1670年代までの観測では、地球から見て木星が太陽の反対側にある際、衛星の木星面通過は予測よりも17分遅れることが判明した。カッシーニは受け入れなかったが[40]、オーレ・レーマーはこの差異が生じる理由は光には有限の速度があると考え、ここから光速を求めた[116]。
1892年、エドワード・エマーソン・バーナードはカリフォルニアのリック天文台にある36インチ屈折望遠鏡を使って、木星5番目の衛星アマルテアを発見した。優れた視力を生かした彼の発見は[117]、目視観測で発見された最後の衛星となった[118]。
1932年、ルーペルト・ヴィルトは木星のスペクトルを解析し、アンモニアとメタンの吸収線があることを示した[119]
１938年には白斑と呼ばれる永続的な3つの高気圧性の楕円斑が見つかった。これは数十年間にわたって個別に存在し、時に近づくことがあっても合体することなく存在した。しかし1998年には2つが合わさり、2000年に残りのひとつも含まれてOval BAとなった[120]。
フライバイ計画
1973年を皮切りに、多くの無人探査機が木星観測を行っている。その中でもパイオニア10号が太陽系最大の惑星に近づき多くの発見をもたらしたことが知られている[121][122]。太陽系の他の惑星に到達するには、探査機の速度変化であるデルタv(en)を引き起こすエネルギーをどれだけ費やせるかによって決まる。ホーマン遷移軌道を通って地球から木星の低軌道に至るには、デルタvは6.3km/秒[123]であり、地球から打ち上げるのに必要なデルタv 9.7km/秒との差を埋める必要があった[124]。これは、かなり長い時間を要するが、惑星の近接飛行によるスイングバイを用いて縮めることができる[125]。
| 探査機 | 再接近の日付 | 距離 |
|---|---|---|
| パイオニア10号 | 1973年12月3日 | 130,000 km |
| パイオニア11号 | 1974年12月4日 | 34,000 km |
| ボイジャー1号 | 1979年3月5日 | 349,000 km |
| ボイジャー2号 | 1979年7月9日 | 570,000 km |
| ユリシーズ | 1992年2月8日[126] | 408,894 km |
| 2004年2月4日[126] | 120,000,000 km | |
| カッシーニ | 2000年12月30日 | 10,000,000 km |
| ニュー・ホライズンズ | 2007年2月28日 | 2,304,535 km |
1973年から数機の探査機がフライバイ航行法を用いて木星観測に向かった。パイオニア計画では初めて木星といくつかの衛星の近接写真が撮影された。惑星近くの固有磁場が予測よりも非常に強かったが、探査機に致命的なトラブルは生じなかった。これらの探査機軌道は木星系質量の予想精度を高めることに役立った。また、探査機の無線信号が惑星によって遮蔽されたことで、木星の直径と極方向の扁平についての詳しい情報が得られた[18][127]。
6年後に行われたボイジャー計画では、ガリレオ衛星に関する知見が深まり、また木星の環が発見された[2]。また、大赤斑が高気圧性の現象ということも知らしめ、パイオニア計画との画像比較から大赤斑の色がオレンジ色から暗い茶色へ変わったことも判明した。衛星イオについて軌道にあるイオン化原子の円環が見つかり、また表面では噴火中の火山活動も確認された。探査機が惑星の夜側を通過した際の観測から、稲妻の光も観測された[39][18]。
次に木星を通過するフライバイは太陽観測衛星ユリシーズが行った。これは太陽の極に到達するための経路に使われた。その際ユリシーズは木星の磁気圏に関する情報を得たが、カメラは搭載していなかったために画像情報の追加は行われなかった。ユリシーズは6年の間隔を経て二度目のフライバイを行ったが、その位置は木星から遠く離れた軌道を取った[126]。
2000年には探査機カッシーニが土星へ向かう途上で木星観測を行い、それまでに無い高い解像度の映像を撮影した。2000年12月19日には第6衛星ヒマリアの撮影に成功したが、解像度は低く表面状態の解明は進まなかった[128]。
探査機ニュー・ホライズンズは冥王星を目指す航行中に木星でフライバイを行い、2007年2月28日に最接近した[129]。ニュー・ホライズンズのカメラは衛星イオの火山起源のプラズマを計測し、その他のガリレオ衛星の詳細だけでなく、ヒマリアやエララに対しても長期間観測を行った[130]。木星系の画像撮影は2006年9月4日から行われた[131][132]。
探査機ガリレオ
通過ではなく木星を回りながら観測を行った探査機はガリレオのみであり、1995年12月7日に周回軌道へ投入されてから7年間にわたってガリレオ衛星やアマルテアなどのフライバイを含む観測を行った。それに先立つ1994年にはシューメーカー・レヴィ第9彗星の衝突が起こった際に、探査機ガリレオは通常では望めない位置にいたこともあって観測を行った。しかし、木星系にたどり着いた後に観測で得た情報が膨大になった上、高利得電波アンテナを展開させることに失敗してしまい、情報発信に制約がかかってしまった[133]。
1995年7月にはプローブが切り離され、12月7日には木星大気の探測が始められた。プローブはパラシュートを開いて深度159kmに到達する75分間データを送信し続け、機能を停止した。その位置は、気圧は地球の約28倍、温度は185℃に達していた[134]。プローブは溶解してしまったものと思われる。探査機ガリレオは使命を終えると、エウロパのような生命が存在する可能性を持つ衛星に落下しないように、2003年9月21日に意図的に木星内へ50km/時以上の速度で落とされた[133]。
その他の計画
木星の衛星エウロパやガニメデ、カリストには表面の氷の下に液体の海があるのではと推測され、強い関心が持たれている。NASAは木星氷衛星周回機(JIMO)を検討したが、この計画は資金面から難航し、2005年に頓挫した[135]。ヨーロッパでもエウロパ探査(en)の計画が検討されたが、2007年にお蔵入りとなった[136]。
計画中の探査には、NASAが2011年打ち上げを目指した、極軌道から木星を詳細に観測するジュノーがある[137]。また、木星と衛星の観測を目的としたEJSM（エウロパ・ジュピター・システム・ミッション）もNASAとESA協同の元で進行しており、これは土星系探査のTSSM（タイタン・サターン･システム･ミッション）に先行する旨が2009年2月に発表された[138][139]。ただしESAの負担は他のプロジェクトに影響を及ぼす懸念が拭えない[140]。計画ではNASAのJIMOやESAのジュピター・ガニメデ計画(en)を基軸に2020年頃に実行が見込まれる[141]
中止された探査機
- パイオニアH
- 11号の次に打ち上げられる予定だった(en)。
- エウロパ・オービター
- エウロパの海を研究するために計画された探査機。2002年か2003年に打ち上げられる予定だった。
生命の可能性
1953年、ミラー・ユーリーの実験(en)は原始地球の大気に存在した化学物質から稲妻によって生物を構成するアミノ酸など有機化合物が合成されることを明らかにした。この実験で使われた大気は、水、メタン、アンモニア、水素分子などであり、これらは木星大気にも含まれている。しかし木星には強い垂直方向の空気循環があり、このような物質は高温の惑星内部に運ばれて分解してしまい、地球型の生命が発生することを妨げると考えられる[142]。
また、大気中にある水の絶対量が乏しい点と、岩石核の表面が惑星深くの強い圧力に晒されていることも地球型生物の発生条件にほとんど適さないと考えられる理由である。しかしボイジャー計画前の1976年には、木星の上層大気中にアンモニアか水を媒介とする生物が存在する仮説が示された。この説では、地球の海ような環境を当てはめたもので、上層部に漂い光合成を行うプランクトンが存在し、その下部にはこれらを食糧とする魚のような生物が、さらに下には魚を捕食する生物がいると想定した[143][144]。
ハーバード大学教授のカール・サガンは、木星の中心にある岩石質の中心核はまわりを広大な水の海で囲まれ、そこに生物がいる可能性を示唆した。彼は、木星内部は高温であるが一方で高圧でもあり、水が液状で封じられているとすれはその体積量は地球の海の620倍と試算した。液体の水ならば重力や外部の気圧は影響を及ぼさず、また生命の素材たる有機化合物は木星表面の観測から多量に存在すると考えられる。ただしこの説を確かめる術は無い[145]。
惑星記号
木星を指す天文学のシンボル は、神の稲妻を様式化した記号であり、またギリシア語でゼウスの頭文字からローマ人がつけたものでもある。接頭語「zeno-」は、しばしば木星にかかわる諸物を表す単語に用いられ、例えば木星表面の研究は「zenographic」と表現される[注 1]。
地上からの観測
地球上から観測すると、木星は太陽・月・金星に続いて4番目に明るく見える天体である[52]。しかし、時に火星が木星よりも明るく見えることがある。これは、太陽と木星と地球の相対的な位置が関係し、木星が太陽との衝にあるときは-2.9等級、合にあるときには-1.6等級と明るさが移り変わるためである。また、角直径も50.1-29.8分までの間を変化する[5]。
位相角(en)は最大11.5度であるため、地球から見ると木星には影で欠ける食がほとんど視認できない[146]。
占星術
木星は七曜・九曜の1つで、10大天体の1つである。西洋占星術では、人馬宮の支配星で、双魚宮の副支配星で、吉星である。保護を示し、儀式、宗教、研究、妻の里方に当てはまる[147]。
関連項目
参考文献
- 松井孝典『惑星科学入門』（第一刷）講談社、1996。ISBN 4-06-159222-X。
- 編集長：水谷仁『ニュートン別冊 太陽と惑星 改訂版』ニュートンプレス、2009。ISBN 978-4-315-51859-7。
脚注
注釈
- ^ 使用例:“IAUC 2844: Jupiter; 1975h”. International Astronomical Union. (1975年10月1日) 2010年10月24日閲覧。。“Query Results from the Astronomy Database”. Smithsonian/NASA. 2007年7月29日閲覧。
脚注
- ^ 天文年鑑2008年版より
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脚注2
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読書案内
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| 一覧は木星に近い順に掲載しており、順序・分類はScott S. Sheppard（2023年1月25日時点）による | ||
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| ガリレオ衛星 (4) | ||
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| カルポ群 (2) | ||
| アナンケ群 (25) | ||
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