土星の衛星イアペトゥスは1671年にジョバンニカッシーニによって最初に発見されましたが、その振る舞いは非常に奇妙でした。カッシーニが最後にイアペトゥスを東側で観測したのは1705年までではありませんでしたが、東側にあるイアペトゥスの側が完全に2等級暗かったため、望遠鏡の方が適していました。カッシーニ氏は、これはイアペトゥスが西にあるときに現れた明るい半球によるものであり、潮汐によるロックのために東にあるときに見える暗い半球によるものだと推測した。
望遠鏡の進歩に伴い、この暗い格差の理由は多くの研究の主題となっています。最初の説明は1970年代に行われ、最近の論文では、この魅力的な衛星でこれまでに行われた作業を要約し、土星の他の衛星のいくつかのより大きなコンテキストに拡張しています。
イアペトゥスの不均一なディスプレイの現在のモデルの基礎は、カールセーガンスの共同執筆者の1人であるスティーブンソッターによって最初に提案されました 宇宙 シリーズ。ソターは、国際天文学連合の談話会の間に、土星の別の衛星であるフェオベへの隕石爆撃が内側に漂流し、イアペトゥスに拾われたと提案しました。イアペトゥスは常に片側を土星に向けているので、これは同様に、ダスト粒子を優先的に拾う前縁を与えます。この理論の大きな成功の1つは、カッシーニレジオとして知られている暗い領域の中心が、動きの経路に沿って直接配置されていることです。さらに、2009年に天文学者は、フィービーの逆行軌道に続いて土星の周りに新しいリングを発見しましたが、月の少し内側ではありますが、ポインティングロバートソン効果により、ダスト粒子が内側にドリフトするのではないかという疑いを増しています。
2010年、カッシーニミッションの画像を確認する天文学者のチームは、色付けにはソターの理論とは完全に一致しない特性があることを指摘しました。ダストからの堆積がストーリーの終わりである場合、表面に当たる角度が長くなり、入ってくるダストが広がるため、暗い領域と光の間の遷移は非常に緩やかになると予想されました。しかし、カッシーニの使命は、移行が予想外に突然だったことを明らかにしました。さらに、イアペトゥスの極も明るく、ほこりの蓄積がSoterが示唆したように単純である場合は、いくらかコーティングする必要があります。さらに、カッシーニレジオのスペクトルイメージングは、そのスペクトルがフィービーのスペクトルとは著しく異なることを明らかにしました。別の潜在的な問題は、暗い表面がリーディング側を超えて10度以上広がっていることでした。
改訂された説明はすぐに出てきました。カッシーニチームは、突然の移行は暴走暖房効果によるものであると示唆しました。暗いダストが蓄積すると、それはより多くの光を吸収し、それを熱に変換し、明るい氷のより多くを昇華させるのを助けました。次に、これにより全体の明るさが減少し、再び加熱が増加します。この効果は着色を増幅したので、画像のコントラストを調整することで色間の緩やかな遷移がシャープになるのとほぼ同じ方法で、より急激な遷移を説明できます。この説明はまた、昇華した氷が月の裏側を移動し、極と同様に反対側の氷点が明るくなり、明るさが増すことを予測しました。
スペクトルの違いを説明するために、天文学者はフィービーが唯一の貢献者ではないかもしれないと提案しました。土星の衛星システム内には、表面が暗い不自然な衛星が30ダース以上あり、化学衛星の構成を変える可能性もあります。しかし、これは食欲をそそる単純な解決策のように聞こえますが、確認にはさらに調査が必要になります。コーネル大学のダニエルタマヨ率いる新しい研究は、他のさまざまな月がダストを生成する可能性のある効率と、イアペタスがそれをすくう可能性を分析しました。興味深いことに、彼らの結果は、直径わずか18 kmのイミルが「フィービーと同様に、イアペトゥスへのほこりの貢献者とほぼ同じくらい重要である」ことを示しました。他の衛星はどれも、独立してほこりの発生源のように強力であるように見えませんでしたが、残っている不規則な暗い月から来るほこりの合計は、少なくともイミルまたはフィービーと同じくらい重要であることがわかりました。したがって、このスペクトル偏差の説明は十分に根拠があります。
最後の難しさ、月の先導面を越えてほこりをまき散らすことの難しさは、新しい論文でも説明されています。チームは、塵の軌道の偏心が、それが前半球から離れて、奇妙な角度で月を打つことを可能にすることを提案します。そのような偏心は、たとえ元の天体の軌道が偏心していなくても、太陽放射によって容易に生成される可能性があります。チームはそのような影響を注意深く分析し、最先端のダスト分布に一致するモデルを作成しました。
これらの改訂の組み合わせにより、Soterの基本的な前提が確保されているようです。他のほとんどの衛星には同期軌道がないため、それほど分割されていなくても、Iapetusのような他の大型衛星も塵の堆積の兆候を示しているかどうかを確認することもできます。実際、月のハイペリオンは、2007年にカッシーニが数少ないときに、クレーターに暗い領域が溜まっていることがわかりました。これらの暗い領域も、カッシーニレジオのスペクトルと同様のスペクトルを示しました。土星の最大の月であるタイタンも潮汐で閉じ込められており、その前縁で粒子を掃くと予想されますが、その厚い大気のため、塵は月全体に広がる可能性があります。確認は難しいですが、いくつかの研究では、そのような塵がタイタンのかすみの大気の展示に寄与する可能性があることを示唆しています。
