化学汚染の影響を受けない新分析方法を開発！ 岩石天体の衝突で発生する揮発性ガスの分析に活用

岩石天体同士が高速で衝突した際に起こると予測されてきた“衝突脱ガス”現象。
この現象について、新たな化学分析法が開発され、火星で実際に同現象が起こり得ることが実証されたそうです。


岩石天体同士の衝突

太陽系の岩石天体同士が秒速数キロ以上の高速度で衝突すると、衝突地点の岩石は過熱され、含まれていた水蒸気や有機物などの揮発性成分が失われてしまいます。

このような現象は“衝突脱ガス”と呼ばれ、地球大気の形成や海の発生、6500万年前の恐竜絶滅に代表される環境大変動の原因として古くから研究されてきました。

これまで、天体衝突で発生する超高圧・高温条件を再現するのに有効なのは、“二段式ガス衝撃銃”と呼ばれる装置で実際に高速飛翔体を衝突させること。

でも、この装置だと加速時に発生する化学ガスが実験系を汚染してしまう問題があり、“衝突脱ガス”の研究で用いることができていませんでした。

今回、千葉工業大学惑星探査研究センターの研究チームは、化学汚染の影響を受けずに“衝突脱ガス”を分析する“2バルブ法”という新手法を開発。

この手法により、装置由来の化学汚染ガスを飛翔体質量の0.01～0.1％まで抑えることに成功したそうです。

高速度衝突実験装置の概略図。 “2バルブ法”では2つのゲートバルブと二段式水素ガス銃を、 事前検討と予備実験で決定した時間差をつけて信号制御する。 これにより銃由来の化学汚染ガスを遮断し、 衝突発生ガスのみをガス分析装置に送って計測することができる。

火星の古い塩湖を想定した天体衝突実験

今回研究チームが実施したのは、“2バルブ法”による岩塩と二水石膏を用いた“衝突脱ガス”実験。
過去に干上がった火星の古い塩湖への天体衝突を想定していました。

そして実証したのが、火星への典型的な衝突の際に岩塩からは塩化ナトリウムの蒸気が、二水石膏からは水蒸気が発生すること。

これは、古い塩湖に固定された揮発性成分が天体衝突によって再び大気水圏に戻されることを意味するものであり、天体衝突が火星上での物質循環・化学反応を促すことを示唆する結果でした。

ガス分析結果の例。 （a)岩塩を標的にした場合に発生した塩化ナトリウム蒸気分圧の変化 （b）二水石膏を標的にした場合に発生した水蒸気分圧の変化 岩塩は31万気圧、二水石膏は11万気圧の衝撃圧力がかかった場合にガスを放出することが分かる。 この衝撃圧力は火星への典型的な天体衝突条件で容易に達成される。

2020年末には探査機“はやぶさ2”が小惑星リュウグウの試料を持ち帰ってきます。

リュウグウもしくはその母天体が“衝突脱ガス”を経験している可能性があることを踏まえて、リュウグウを想定した模擬物質への“衝突脱ガス”実験も実施される予定です。

実験で得られる結果は、リュウグウの研究を進めるうえで不可欠な基礎データになると期待されているようですよ。


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どうやって作られたのか？ 天王星の細い環は小さなチリが見当たらない少し変わった存在

アルマ望遠鏡と超大型望遠鏡VLTを用いた観測から、天王星の環の詳しい性質が明らかになってきました。

最も幅が広いε（イプシロン）環はゴルフボールより大きい粒子で構成されていて、どのようにして環が作られたのか、興味をかきたてられる観測結果になっているようです。


太陽系で3番目の大きさを持つ天王星には13本も環がある

現在、おひつじ座の位置に6等級の明るさで見えている天王星。
双眼鏡で見えるほど明るく、太陽系の惑星の中で木星、土星に次いで3番目の大きさを誇っているんですねー

天王星の環が初めて発見されたのは1977年と比較的最近のこと。
1978年までに9つの環が確認され、1986年には“ボイジャー2号”の写真から2つの環が見つかります。
さらに、2003年から2005年にハッブル宇宙望遠鏡の写真から見つかったのは、外側にある2つの環。
これまでに計13本の環の存在が確認されているんですねー

環の特徴として挙げられるのは、可視光線の反射率が極めて低く木炭のように暗いことや、幅は土星の環と比べると非常に狭く、最も幅の広いε環でも20キロから100キロほどしかないこと。

1986年にNASAの“ボイジャー2号”が行った探査では、主な環にチリサイズの粒子が無いらしいことが分かったぐらい…　温度など詳しい測定は行われませんでした。

2017年12月にアルマ望遠鏡で撮影された天王星とその環。 天王星の大気に見える黒い部分には電波を吸収する硫化水素が広がっている。

他の惑星の環とは異なる性質を持っている天王星のε環

今回、天王星の環について観測を行ったのは2つの研究チームです。
アメリカ・カリフォルニア大学バークレー校のチームはアルマ望遠鏡を用いた電波観測、英・レスター大学のチームはヨーロッパ南天天文台の超大型望遠鏡VLTでの赤外線観測を行っています。

観測の結果、天王星の環の温度が液体窒素の沸点と同じマイナス196度であることが初めて確認されました。

さらに、明らかになったのは、最も明るく密度の高いε環が他の惑星の環とは異なる性質を持っていて、ゴルフボールサイズかそれより大きい岩で構成されていることでした。

アルマ望遠鏡と超大型望遠鏡VLTによって異なる波長で観測された天王星の環。 天王星自体は環よりも明るいので隠されている。

土星の環の幅は数百キロから数万キロにも及んでいて、主成分が氷なので明るく見えています。
また、土星の環を構成する粒子のサイズは様々で、最も内側のD環にはマイクロメートルサイズの小さな粒子があり、一方で他の環では数十メートルのものもあるようです。

他に環を持つ惑星を見てみると、木星の環は主にマイクロメートルサイズの小さなチリで、海王星の環も大部分がチリで構成されています。

そう、天王星のε環は小さなチリが見当たらない少し変わった存在なんですねー

何かが小さなチリを一掃しているのか？　あるいはチリ同士がくっついてしまっているのか？
残念ながら理由はまだ分かっていません。

天王星の環は比較的若く、6億歳を超えないと考えられています。
今回の観測は、すべての環が同じ源から来たのか、それぞれの環で異なるのかなど、環の構成を理解するための最初のステップと言えます。

天王星の環の由来として考えられているのは、かつて天王星の周りにあった衛星の衝突によってできた砕けた破片です。
衝突後、衛星は無数の破片に分かれ、最も安定している軌道に密集して公転していると考えられています。

他にも、かつて重力によってとらえられた小惑星や、45億年前の惑星形成時から残った破片ではないかという考え方もあります。

今後、様々な観測によって天王星の環のより詳しい様子が明らかになるといいですね。


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なぜ、月の裏側は電波望遠鏡の設置に打ってつけなのか？ それは初期宇宙の観測に理想的な場所だから。

月は常に同じ面を地球側に向けているので、私たちは月の裏側を見ることが出来ません。

2019年には中国の小型衛星が裏側から見た月の写真を撮影したり、2000兆トンもある超巨大な金属塊が眠っていると報告されたりして、いま月の裏側に注目が集まっているんですねー
さらに、月の裏側に電波望遠鏡を設置することに興味を持っている人々がいたりします…　それが天文学者です。


電波望遠鏡の弱点

電波望遠鏡は可視光線を観測する光学望遠鏡と違って、天体から放射される電波をとらえて観測を行います。

光学望遠鏡では観測できないほど遠くにある天体や、暗い天体であっても電波を受信してコンピュータによる解析を行うことで観測が可能になるので、電波望遠鏡は宇宙の謎を解き明かす大きな武器といえるんですねー

でも、電波望遠鏡にも弱点があります。
たとえば大気の上層部にある電離層は電波を反射する性質を持っているので、宇宙からの電波の一部を反射してしまうほか、地球活動などによる電波が観測を邪魔してしまうことがあります。

また、私たちの日常生活で放出される電波も電波望遠鏡にとっては障害になることがあり、過去には電波望遠鏡が観測した謎のシグナルの正体が“電子レンジ”だったという事例もありました。


電波望遠鏡の能力を発揮できる場所

多くの電波望遠鏡は数百メガヘルツ～数百ギガヘルツの周波数をとらえる仕組みになっていて、100メガヘルツ以下の電波は電波天文学の分野において“低周波”とみなされています。

ただ、様々な障害が存在する地球上では、“低周波”の中でも30メガヘルツ以下の電波を望遠鏡で観測することは困難なんですねー

では、地球では困難な低周波数の電波を観測するのに打ってつけの場所ってあるのでしょうか？

そこで、天文学者が思いついたのが月の裏側でした。

月の裏側では、地球から放射される様々な電波が常に月本体に遮られているので、邪魔なノイズが入ることがありません。
また、宇宙からの電波を遮る電離層もないので、電波望遠鏡の設置には理想的な場所と言えます。

近年では、宇宙から放射される低周波の電波に対する関心が増えています。
誕生したばかりの初期宇宙の理解を深めるのに、月の裏側に設置された電波望遠鏡が役立つかもしれません。

膨張する宇宙の中では、遠方の天体ほど高速で遠ざかっていくので、天体からの光が引き伸ばされてスペクトル全体が低周波側（色で言えば赤い方）にズレてしまいます。
この現象を赤方偏移といい、この量が大きいほど、遠方の天体ということになります。

初期宇宙（昔の宇宙）は遠方の宇宙になるので、この観測を行う場合は10～50メガヘルツという“低周波帯”の観測が重要になってきます。

コロラド大学の宇宙物理学者ジャック・バーンズ氏が進めているのは、月の軌道上に“DAPER”という衛星を打ち上げて、月の裏側で宇宙からの電波を観測するプロジェクト。

ただ、より多くのデーを集めるには何千ものアンテナを使用する必要があり、このアンテナは軌道上ではなく月面上に設置する方が現実的だそうです。

もし、月の裏側に電波望遠鏡が設置されれば、期待してしまうのが電波干渉計としての観測。
　　電波干渉計は、複数の電波望遠鏡をつないで、それぞれの観測データを合成することで、
　　1つの巨大な望遠鏡とする観測設備のこと。

地球にある複数の電波望遠鏡ともつないで、それぞれの観測データを合成できれば宇宙をもっと高解像で見ることも可能です。
私たちがまだ見たこともない現象や、宇宙の謎の解明…　夢は広がりますね。


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観測時期に応じてタイプが変化する新星“ASASSN-17hx”を発見！ 新星爆発のメカニズム解明に向けた重要なヒントになるかも

2017年6月に爆発を起こした新星“ASASSN-17hx”のタイプが、観測時期に応じて変化するという非常に珍しい特徴を持つことが、インドネシア・ボッシャ天文台の観測で明らかになったそうです。


日本国内では難しい新星の観測

新星は、白色矮星と呼ばれる地球サイズの高密度天体の表面に伴星からガスが降り積もって、質量や温度が限界に達すると白色矮星の表面が吹き飛ばされる爆発現象です。

爆発によって明るくなる新星は、天の川銀河の中でも年間に10個ほど発見されています。

新星爆発のイメージ図

新星が出現する確率が高いのは、恒星が密集した天の川銀河の中心部に近い方向。
なので、銀河の中心方向が見やすい場所から観測を行うことが新星の発見や研究の上で適しているんですねー

この点から、観測は日本国内よりも赤道付近や南半球の方が有利になってしまいます。

そこで、京都産業大学の神山天文台では、2014年にインドネシアのバンドン工科大学の学生を招いた新星に関する研究・観測実習を実施。その翌年には両大学間で研究協定を締結します。

その後2016年には、神山天文台から低分散分光器をバンドン工科大学ボッシャ天文台へ移設。
日本では観測できない新星の観測研究を開始することになります。


観測時期に応じてタイプが変化する新星“ASASSN-17hx”

今回、ボッシャ天文台で実施した観測から判明したのは、新星“ASASSN-17hx”が非常に珍しい特徴を持っていること。

2017年6月23日頃に“たて座”の方向で爆発を起こした新星“ASASSN-17hx”のタイプが、観測時期に応じて変化していたんですねー

“ASASSN-17hx”の光度曲線。縦軸が等級、横軸が日付。 色の違いは観測波長の帯域の違いに対応している。

これまで新星のタイプは、爆発放出物の成分の特徴から2つに分類されてきました。
鉄イオンの輝線が顕著な“Fe II型”と、鉄イオンの輝線が目立たずヘリウムや窒素の輝線が顕著な“He/N型”です。

でも、なぜそのようなタイプに分かれるのか？　っといった分類の物理的意味は十分に理解されていませんでした。

観測時期に応じてタイプが変化するという今回の結果は、これまで行われてきた新星の分類が、新星爆発による放出物の成分量を直接反映しているということではなく、放出のメカニズムに起因した物理状態の違いを反映している可能性が高いことを示唆しているのかもしれません。

そう、今回の結果は、新星爆発のメカニズムの解明に向けた重要なヒントになると考えることもできます。

神山天文台とボッシャ天文台の研究協力は、今後さらに強固になるようなので、新星の謎について観測・研究が進むといいですね。


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太陽系外縁天体の衛星はどうやって作られたのか？ 原因は初期の太陽系で起こった、溶融した巨大天体の衝突

冥王星など太陽系外縁天体の大きな衛星は、巨大天体衝突によって太陽系初期に形成された可能性が高いことが、数値シミュレーションによる研究で示されたそうです。

海王星軌道の外側を周る天体“太陽系外縁天体”

太陽系外縁天体のうち冥王星やエリス、ハウメアなど直径1000キロ以上の天体には、全てに衛星が見つかっています。

これらの衛星について分かっていることは、質量が中心天体の約10分の1から1000分の1と大きく、軌道はほぼ円形だということ。
　　太陽系の惑星の衛星の質量は、
　　月を除いてほとんどが中心天体の1万分の1未満。

現在発見されている直径1000キロ以上の太陽系外縁天体とその衛星のイメージ図（下端は地球と月）。

ただ、これらの衛星がどのように形成されたのかはよく分かってないんですねー

冥王星とその最大の衛星カロンについては、地球の月と同様に巨大天体衝突によって形成されたという説が提唱されています。

巨大天体衝突によって衛星は形成されるか？

この謎を解くため東京工業大学の研究チームが進めたのは、数値シミュレーションによる調査。
冥王星とカロンの衛星系以外にも、巨大天体衝突によって衛星が形成されるかを調べたんですねー

まず行ったのは、天体衝突の速度や角度、衝突前の2つの天体の組成や質量比などを様々に変化させたシミュレーション。
そして明らかになったのが、衝突速度が脱出速度程度と小さく、衝突角度が約45度以上のかすり衝突の場合には衛星が形成されることでした。

この結果は、天体の分化状態や組成、質量といった条件などには依らないが、衝突の速度や角度によって衛星の質量が変わり、観測されている衛星の質量比も再現されました。

現在の自転・公転周期や離心率を説明するには

次に研究チームが行ったのは、巨大天体衝突後に形成された衛星についての潮汐による軌道進化の計算。
どのような場合に、現在の衛星や中心の天体の自転・公転周期や離心率が説明できるのかを調べています。

このシミュレーションでは、潮汐の大きさが天体の溶融状態によって変化するという条件を取り入れ、衝突後にある程度の時間が経過したところで溶融していた天体が冷却され固化するという過程を考慮しています。
　　形成直後の衛星は離心率が大きい（つぶれた楕円軌道である）が、
　　観測では現在の離心率は小さい（軌道が円に近くなる）ので、潮汐による軌道進化が必要になる。

計算の結果、衛星系を構成する2つの天体が、衛星形成後すぐに固化していた場合には離心率が上昇するので、観測を説明できないことが示されます。

一方、衛星系の天体が衛星形成後の数万年から数百万年の期間だけ溶融していた場合には、自転・公転周期と離心率の両方が説明できました。

太陽系初期に巨大天体が溶融した状態で衝突して衛星が形成された

さらに、巨大天体衝突や潮汐による加熱量の見積もりから分かったのは、直径1000キロサイズの太陽系外縁天体が衛星形成後に溶融していたとすれば、巨大天体衝突以前から溶融していたはずだということ。

そう、このサイズの天体が溶融するためには、太陽系の初期数百万年以内に形成されなくてはならないんですねー

この「巨大天体衝突が太陽系初期の数百万年程度で発生する」という仮説は、ちょうど「衛星を形成する巨大天体衝突の衝突速度は小さい」という数値シミュレーションから得られた制約と整合することになります。

研究１：巨大天体衝突による衛星形成の数値シミュレーション結果の例。 研究２：潮汐による軌道進化の概念図。形成直後の衛星は離心率が大きいが、観測では現在の離心率は小さいので、潮汐による軌道進化が必要になる。 右図：潮汐による軌道進化の計算結果。衛星系を構成する2天体が衛星形成後から固化している場合（左）や、衛星形成後1000年間しか溶融していない場合（中央）には観測を説明できないが、衛星形成後100万年間溶融していた場合（右）は離心率が低下し、観測を説明できるようになる。

これらのことから、太陽系外縁部に離心率の小さい衛星が普遍的に存在するのは、海王星以遠においても直径1000キロサイズの天体が太陽系初期に形成され、そうした巨大天体が溶融した状態で衝突して衛星が形成された可能性あることです。

今後必要になってくるのは、衛星の軌道や組成をより詳しく調べて仮説を検証していくこと。

すばる望遠鏡やアルマ望遠鏡などによる太陽系外縁天体とその衛星の観測から、まだ知られていない太陽系の姿が明らかになっていくことが期待されています。


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