タイタンの上の二重の霞

Credit: Cassini Imaging Team, SSI, JPL, ESA, NASA

画像の説明

大部分の月には、まったく霞層がありませんが、なぜ、タイタンは2つありますか？ 　先月、土星の軌道にこっそり入り込んだカッシーニ宇宙船からの映像は、太陽系の最も不思議な月が、厚い大気圏だけでなく霞の2つの異なった圏域でも囲まれていると確認されました。 　この画像で、疑似色彩の紫のような紫外線映像で、これらの層が見えています。 　それが大部分は、窒素から成るという点で、タイタンの不透明な大気圏は、地球大気圏と類似しています。 　精力的な日光が、高水準の大気中の窒素とメタンを攻撃して、エタンと二酸化炭素のような有機化合物の少量ができるように見えます。 　これらと他の合成の有機分子は、たぶん独立した霞層を占めます。 　2004年12月に、カッシーニはタイタンの陸地にホイヘンス探測機を発射します。

今日の宇宙画像は、タイタンの厚い大気圏の外をさらに二重に覆っている霞の画像です。 　関連では、タイタンのメタン層が７００キロメートルもの範囲があって２倍の大きさに見えること、また、新しい土星の放射帯の発見などです。 　関連画像は、いつもと違って、見て感動するものではないと思われますが、土星やタイタンの「秘密」を垣間見ることができそうな分析データ映像です。 　今後さらに、新しい分析結果なども公表されると思われます。 　個人的には、ものすごい量のメタン層に覆われているタイタンが、相当な有機生命体を有していると希望を持って次の結果を待ちたいと思っています。 　薄い大気圏の火星の「流動水」の痕跡探しや水星の新しい探査の話題もまあ面白いですが、厚いベールを剥がされつつあるタイタンの魅力に惹かれるかもしれませんね。 　2004年8月15日 　t.sasaki

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The Double Haze above Titan

Credit: Cassini Imaging Team, SSI, JPL, ESA, NASA

Explanation

Most moons have no haze layer at all - why does Titan have two? Images from the Cassini spacecraft that slipped into orbit around Saturn last month confirm that the Solar System's most mysterious moon is surrounded not only by a thick atmosphere but also by two distinct spheres of haze. These layers are visible as purple in the above false-color ultraviolet image. Titan's opaque atmosphere is similar to Earth's atmosphere in that it is composed mostly of nitrogen. As energetic sunlight strikes high level atmospheric nitrogen and methane, trace amounts of organic compounds such as ethane and carbon dioxide appear to form. These and other complex organic molecules likely populate the detached haze layer. In December 2004, Cassini will launch the Huygens probe to land on Titan.

項目	太陽系
主題	土星

　３Ｄ立体画像の付録です。交差法で立体的に見るには、左右の画像の中間(画像下の真ん中の黒点の上)に両目の焦点を合わせます。いわゆる、寄り目にします。平行法で立体的に見るには、左右のそれぞれの画像の下にある黒点の上の真ん中あたりに視線を持っていきます。このときには、両方の画像が、ぼんやりと見えるように画面をつき抜いてその先に焦点を当てるつもりで見ます。ほとんどを交差法にしています。平行法で見たい方は、画像をコピーして左右の画像を入れ替えてください。２００２年４月３０日ページに立体視の方法について掲載しています。

紫の成層圏の霞で取り囲まれてるタイタンが、月へのカッシーニの最初の接近飛行の後、撮ったこのカラー化された映像の中に柔らかく熱烈な球として現れます。 　この映像は、2枚の薄い霞層を示します。外の霞層は、分離されて、大気圏で高く浮くように見え、その薄さのため、高い霞層は、月のリムで最も見られます。 　タイタンの球は、色合いで私たちの目が通常見る明るいオレンジ色を持っていて、主な大気中の霞と薄い分離した層が明るくなって、可視性を強化するために紫の色で映像を疑似色彩しました。 　タイタンの超高層大気のこの一部を占める小さい霞分子が、長い可視や赤外線の波長より効率的に短波長を散乱させるので、分離した層の最高の観察は紫外線で行われます。
	Credit: NASA/JPL/Space Science Institute
これのような映像は、形態における重要な足跡とタイタンの霞の展開の一部を明らかにします。 　変遷が、400キロメートルより上の高度である高い大気圏で発生すると考えられ、そこで、紫外線がメタンと窒素分子を分解します。 　生成物は、炭素を含む合成の有機分子を形成するために反応すると思われて、非常に小さい分子を形成するために結合することができる水素と窒素が、霞とみなされています。 　分離した霞層の底は、表面より上の数百キロメートルにあって、厚さがおよそ120キロメートルです。 　タイタンからおよそ789,000キロメートルの距離で、太陽とタイタンと宇宙船の状態が114度の角度から、2004年7月3日に狭角度カメラで映像データを得ました。 　映像目盛りは、ピクセルにつき4.7キロメートルです。

	タイタンの広範囲な大気圏の白熱が、2004年7月2日の接近飛行間に、ガスに覆い隠された土星の月のこの眺めとして、カッシーニ宇宙船の視覚と赤外線マッピング分光計で得た偽色彩で輝きます。 　タイタンの昼間と夜間が触れ合う明暗界線を飛びこえる時、昼側と夜側はいろいろな波長で見られます。 　三日月形の月からのこれらの眺めで、日の当たる側は、左にあって、右が夜側になります。
Credit: NASA/JPL/University of Arizona
表面だけを示すために厚い大気圏を貫く波長で観察された青い映像は、日の当たる三日月を示します。この映像は、それが少しの大気の影響も示さないので、右に至るまでの他の3つの映像より非常に小さいです。 　対照的に、緑の映像は、タイタンの大気圏の莫大な大きさを示します。 　これは、メタン・ガスが表面より上に700キロメートル以上に広がっていますので、蛍光性の白熱によって明らかにされて、大気圏がタイタンの大きさをほとんど二倍にしていることを示します。 　この白熱は、人間の目に見える波長の5倍の波長になる3.3ミクロンの波長です。

	磁気圏イメージング計器を搭載したカッシーニは、最近、ちょうど土星の雲頂上より上からDリングの内部の端までに及ぶ新しい放射帯を発見しました。 　この発見以前に、閉じ込められたそのようなイオン個体群が、リング内で継続していることを予期されませんでした。 　この新しい放射帯は、惑星の回りに広がります。 　その精力的なイオンが、同じ領域でガス雲と相互に作用して、生み出される速い中立の原子の放出によって見つけられました。 　土星の放射帯にそれらの多数の「穴」があって、閉じ込められたイオンが、月、塵リング、ガス等と衝突してつくられます。 　この発見で、放射帯が、以前に惑星に既知の内部の境界線に遠近で広がることが示され、そして、ちょうど主なリング・システムの外の端の位置します。
Credit: NASA/JPL/APL
新しい放射帯は、非常に小さくて主な放射帯よりそれほど精力的ではありません。 　主な放射帯は、土星の中央からおよそ139,000キロメートルから362,000キロメートルまで外へ伸びて、何十メガ電子ボルトまでものエネルギー粒子を含みます。 　新しい放射帯は、厚みで6,000キロメートル未満の広がりで、全体でおよそ150キロ電子ボルト以上のエネルギー粒子を含なでいないと検知されています。 　土星の雲頂上24,000キロメートルの距離から、2004年7月1日に磁気圏イメージング計器で撮った映像が、ここで示されています。青から赤まで、色彩は放射の強度を増すことを意味します。 　映像内に月タイタンの場所が示されていますが、タイタンと関連する放出は、主な放射帯からの激しい放出で目立つにはあまりに弱いです。 　マゼンタ色の線は、D-リングの内部の端で、ちょうど赤道を横切る磁場線を意味し、そこに、新発見の放射帯が属します。

赤い映像は、タイタンも夜に白熱することを示して、それは最初のうちは科学者を驚かせました。 　月は、高度で200キロメートル以上に至るまで外へ白熱して、タイタンの比較的暖かい成層圏で生じる一酸化炭素排出を4.7ミクロン波長で示します。 　赤い月は、右側の夜側で、200キロメートル以上の高度の外へ白熱して、タイタンの比較的暖かい成層圏で生じる4.7ミクロン波長で、一酸化炭素の排出を示します。 　極右の多色映像は、3つの映像を1つの複合物として結合しています。 　ここでの白熱は、同様に実際に昼側に及んで、この映像でメタン（緑）と一酸化炭素（赤）の混合から二つが一緒に白熱して、左で観察される黄色の層を生じます。 　ごく自然なタイタンの表面は、2.0ミクロンの青で表面だけの映像を円で示し、大気圏の日の当たる表面で白熱しています。 　ここで青い色の表面上に横たわっている一酸化炭素の赤みがかった白熱のために、大部分の昼側は、色で紫色がかったように見えます。

Credit: NASA/JPL/University of Arizona

このグラフは精力的なイオンを表して、土星軌道からの電子データは、2004年6月30日と7月1日に進入差で得ました。 　イオン強度は、上へ増強しているエネルギーとして水平仕切りより上に示されます。 　電子強度は、下に増強しているエネルギーとして水平仕切りの下で示されます。 　これらのデータは、カッシーニ宇宙船が搭載している磁気圏イメージング計器の低いエネルギー磁気圏測定値システム・センサーで測定しました。 　赤は高い粒子強度を示し、青は低い強度です。 　垂直エネルギー規模は、30キロ電子ボルトから数メガ電子ボルトまで流れます。
	Credit: NASA/JPL/APL
およそ36時間のデータ集積経過は、左から右になり、783,000キロメートルから最接近であるおよそ78,000キロメートルまで、各々の端で土星中央から離れた範囲まで覆っています。 　リングより上の領域が、イオンと電子を欠いているとわかりました。 　また、Dリング内部の端の内側の範囲は、直接サンプルを収集しなくて、磁気圏イメージング計器とカメラ遠隔探査は、イオンと中立の精力的な粒子がない不在の状況にされました。

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