大きさ順の太陽系天体の一覧

**大きさ順の太陽系天体の一覧**（おおきさじゅんのたいようけいてんたいのいちらん）では、平均**[[半径]]**が判明している、または推定されている太陽系内の主な天体を大きな順に並べている。この一覧は天体の質量や体積、表面重力の順に並び替えることもできる。この一覧に含まれているのは、太陽、惑星、準惑星、大型の太陽系小天体（準惑星候補を含む小惑星や太陽系外縁天体 (TNO) の一部）、それらの衛星、そして科学的・歴史的に興味深い彗星や地球近傍小惑星といった他の天体である。

一般に天体の密度はそれぞれ異なるため、半径順や質量順のリストでは順序が異なっている。例えば、天王星は海王星よりも体積が大きいが、質量は小さい。また、ガニメデやタイタンは水星よりも体積は大きいが、質量は水星の半分以下である。

1990年代以降、非常に大きな外縁天体が続々と発見されている。見つかってからまだ日が浅いため、これらの半径の数値は暫定的である。以下のリストでは幅や近似位置で表示されることがある。

1021 kg 以上の質量を持つ天体は、ほぼ球状の形をしていることが知られている。天文学的に、天体自身の重力が自らの物理的構造の強度を上回るとき、静水圧平衡に達し、その天体は丸みを帯びた形に変形していく。なお、氷天体は岩石天体より*レギュラー* （調整の取れた形）になりやすく、事実氷天体は低い質量でも、その多くが回転楕円体の形をしている。半径が 200 km を超えるか超えないかが、レギュラーとなるか否かの大よその境界である。

テティスやケレス、ミマスといった、1018 kg から 1021 kg の質量を持つ大きな天体は自重力のため、均衡の取れた扁球の形をしている。一方、アマルテアやヤヌスといった質量の小さいラブルパイル天体 (rubble pile) は丸みを帯びてはいるが、球状ではなく、*イレギュラー* と呼ばれる。

一般的に、楕円形の天体には自転による遠心力のため、平らな極がいくつか存在している。しかし、イレギュラーな形である天体の特徴は2つの赤道直径の長さが非常に異なるということである。

土星より遠方に存在する天体の半径を計算することは一般的に難しい。以下のリストに掲載されているTNOの直径のデータはいくらかの信憑性があるが、非連星TNOの参照のない質量・密度データは実際のところ信憑性がない。多くのTNOは、密度 0.5 g/cm<sup>3</sup> ほどの彗星と同密度の密度であるにもかかわらず、2.0 g/cm3 と想定されている。ゆえに、多くのTNOには地球との質量比較は掲載しない。

ガリレオやカッシーニといった探査機の数多くの観測により、木星と土星の衛星の大きさと質量はよく知られている。しかしヒマリアのような、半径が 100 km 以下の衛星の多くは、未だ質量がよく分かっていない。

さらに、土星より遠方の天体になると、より不明確になる。天王星や海王星の長期的な衛星研究のための探査機は未だ打ち上げられていない。シコラクスのようなボイジャー2号のフライバイでも発見されなかった天王星の小さな不規則衛星の推定質量やアルベドは NASA のウェブページによっても異なる。

ミランダより小さい一覧の天体データは質量や半径の数値が不確実であり、形状や密度分布が不規則であるため信憑性に欠けている。

Sun vs planets.svg|太陽系の天体の相対質量。太陽が大部分を占めている。土星よりも小さい天体はこのスケールでは表示されない。
Masses of the planets en.svg|太陽系惑星の相対質量。木星が全体の71%、土星が21%を占めている。水星と火星は合計しても 0.1%未満である。
Masses of Solid Solar System bodies en.svg|太陽系の固体の相対質量。地球が全体の48％、金星が39％を占めている。冥王星よりも質量の小さい天体はこのスケールでは表示されない。
Masses of all moons in the Solar System.png|太陽系の丸い衛星の相対質量。ミマス、エンケラドゥス、ミランダはこのスケールでは見えない。


## 一覧

### 半径が 400 km 以上の天体
天体の欄に記載している記号の意味は脚注に記している。

### 半径が 200 km から 400 km の天体
半径が200 kmを超える画像化された天体は丸いもの多いが、形状を注意深く測定した400 km未満の天体は、完全な静水圧平衡にない。

### 半径が 100 km から 200 km の天体
これらの天体で最大のものは丁度静水圧平衡の境界上に存在するが、ほとんどのものはイレギュラーな形である。半径が 200 km とされている外縁天体のほとんどはアルベドに基づいて**想定された大きさ**である。

### 半径が 50 km から 100 km の天体
これより下の天体は自身の重力によって丸みを帯びるには不十分な質量しか持たない。

### 半径が 20 km から 50 km の天体の例
半径が 50 km または質量が  kg より小さい天体は非常に多い。以下の多くの天体の質量は推定値である。小惑星の一覧も参照。

### 半径が 1 km から 20 km の天体の例

### 1 km 以下の天体の例
小惑星帯だけでも、半径が0.5km *以上* の天体は110万から190万個存在すると推定されている。0.5 km *以下* の天体は無数に存在する。このサイズの天体で、探査、ないし画像が撮られたものはごく小数である。例外は探査機によって観測されたか、地球に非常に接近し、大型の望遠鏡で撮られたり、電波観測のデータに基づいて合成されたものである。半径は幾何学的平均半径である。順位に有効数字の影響は考慮していない。質量の単位は 1015 の代わりに 1012 kg (Pg) を用いている。

このリストにある 109 kg から 1012 kg のすべての天体は地球近傍天体である。の質量はギザの大ピラミッドの質量 (5.9  kg) より小さい。

## 脚注
:† 天体が球形であると想定し、赤道半径を使用。
:‡ 天体が楕円体であると想定し、三つの半径を使用。
: * 半径は大よその値しか知られていない。
:R 様々な方法により半径を決定した。例えば、光学的（ハッブル宇宙望遠鏡）、熱学的（スピッツァー宇宙望遠鏡）、直接的（探査機）手法。
:9 半径不明。一般的にアルベドを0.09と想定。
:$ 非常によく研究され、質量や大きさがよく分かっている。小惑星のサイズと質量は James Baer(Bio) の個人サイトより。
:M 質量は摂動により決定。小惑星は James Baer のサイトを参照。
:A 推定質量。
:B 衛星を1個持つ小惑星。
:O 掩蔽の観測により半径を決定。
:P 冥王星の密度 (2.0 g/cm3) で質量を計算。
:注意: 多くの詳細な衛星の半径は JPL Solar System Dynamics より取られた。
:T 衛星を2個持つ小惑星。
:S1 最も小さな名称のある小惑星。
:S2 最も小さな小惑星番号のある小惑星。大きさは絶対等級による推定。
:S3 最も小さな小惑星。大きさは絶対等級による推定。

## 表面重力の計算
天体の赤道上での表面重力は多くの場合、万有引力と遠心力を用いて正確に計算できる。
赤道上の *[[重力加速度]]* は万有引力によって与えられる。この法則により公式は
:a_g = G \frac{m}{r^2}
ただし
:*a<sub>g</sub>* は重力加速度の大きさ
:*G* は万有引力定数
:*m* は天体の質量
:*r* は天体の赤道半径（もしこの値が一定でないのなら平均赤道半径が使用される）

遠心力による外向きの加速度の大きさは
:a_c = 4\pi^2\frac{r}{T^2}
ただし
:*T* は天体の自転周期

よって、赤道上での表面重力は
:g = a_g - a_c
 = \frac{G m}{r^2} - \frac{4\pi^2r}{T^2}

## 参考文献

## 外部リンク
* Planetary fact sheets
* Asteroid fact sheet
* 直径200マイル以上の既知の太陽系天体（英語）
* 
* Asteroids with Satellites
* 
* Supplemental IRAS Minor Planet Survey (SIMPS) and IRAS Minor Planet Survey (IMPS)
** SIMPS & IMPS (V6, additional, from 
** Asteroid Data Archive (dead link) Archive *Planetary Science Institute*