サイトリニューアルのお知らせ

2009年より続けている等ブログですが、新たにStarGazer Informationとしてリニューアルしました。

これからも変わらず、天文に関する記事を綴っていきます。

ダークマター(暗黒物質)の発見

ダークマター(暗黒物質)の存在を示唆する証拠が得られて、今年でちょうど80周年となります。しかし、80年という年月を経た現在に至っても、このとらえどころの無い物質の正体は明らかになっていません。天体物理学においては、宇宙の重さのほとんどがダークマターによって担われているということはほぼ確実であると考えられていますが、これまでのダークマターの性質を探る試みは何の収穫もあげられていません。

ダークマターの歴史は、1933年に優秀だが常識破りなCaltech(カリフォルニア工科大学)の天文学者Fritz Zwickyが「かみのけ座銀河団」の不自然な様子に気がついたことに始まります。この銀河団を構成する銀河は重力的に捉えられているようにみえるにも関わらず、その運動は銀河団を飛び出し分裂させるほどの速度を持っていたのです。かみのけ座銀河団はどのようにしてその形状を保っていられるのでしょうか？
この遠い銀河団の星は我々の銀河の星より重いのでしょうか？
物理法則は場所によって異なっているのでしょうか？
ほとんどあり得ないほどの確率ですが、かみのけ座銀河団が崩壊する瞬間が捉えられているのでしょうか？
Zwickyは様々な可能性を考慮した結果、かみのけ座銀河団には大量の目に見えない物質が含まれていると仮定することで、この謎を説明できると結論づけました。
ダークマター理論の誕生です。

1930年代より、宇宙に豊富に存在すると考えられる目に見えない物質の候補は様々に入れ替わってきました。かみのけ座銀河団に関するZwickyの論文は多くの研究者を説得することはできませんでしたが、1970年代までに得られたダークマターの存在を支持する一連の証拠により、多くの天文学コミュニティーにおいても「失われた質量」問題が実在していると認知されるようになりました。Vera Rubin, Kent Ford, 他の銀河回転の詳細な観測により、星やガスといった望遠鏡で観測できる物質だけでは多くの銀河や銀河団の運動を説明できないことが明らかになりました。物理学者は、宇宙の質量の約5/6はダークマターであると試算しています。

この失われた質量の候補として、望遠鏡では容易に検出できないほど微小な星も含まれます。しかし、白色矮星や中性子星、その他の微小天体の探査では、ダークマターの問題を解決できるほどの天体を検出することはできませんでした。最近の調査でも、惑星や褐色矮星、大質量ブラックホールがダークマターである可能性は排除されました。ダークマターは、原子のような既知の物質からなるものでは無いということです。

最も極端な代替案として、一部の物理学者は重力が場所によってニュートンやアインシュタインが予言した法則とは異なる作用を示す可能性を提唱しています。それによって、銀河の回転の法則が変わり、ダークマターの必要性を排除できます。MOND(修正ニュートン力学)と呼ばれるこのアイディアは最初のうちは有望だと考えられていましたが、最新の銀河団や宇宙背景放射の観測ではMONDよりダークマターの方が強く支持されています。

すべての観測結果は、銀河や銀河団は目にみえないダークマター粒子の巨大な雲(ハロー)の中に埋もれているという結論を示唆しています。この粒子はWIMPs(weakly interacting massive particles; 弱い相互作用する有質量粒子)として知られています。これらの粒子は我々の周りにも存在していると考えられますが、なじみのある物質とは相互作用をほとんどしないため、直接的な観測にはほとんどかからず、現在まで観測されていません。

• 'Dark Matter in the Discovery Age' Dan Hooper, Sky and Telescope誌, 2013年1月

小惑星資源の採掘

最近設立された会社「Planetary Resources(惑星資源)」が野心的なプランを発表しました。 莫大な価値を持つ貴金属や宇宙旅行に必要な水を、地球近傍の小惑星から取得するというものです。 当面は利益は求めず、実現に向けた技術開発のための予備的投機的事業となるということです。

小惑星の採掘自体は新しいアイデアではありません。 最初の提唱は100年ほど前までさかのぼります。 1996年には、アリゾナ大学の地球惑星科学の研究者、John S. Lewisがその著書'Mining the Sky'において、小惑星採掘の可能性を示しています。 また、最近、科学者と技術者のチームによって、地球近傍の小惑星を捕獲し、研究開発のために月軌道上に運んでくるという計画が公表されました。

過去のプロジェクトに欠けていた二つの要素、宇宙開発に精通したマネージメントチームと投資意欲のある資産家の存在が、Planetary Resourcesの計画に信憑性を持たせています。 マネージメントチームには惑星科学者、火星探査車のエンジニア、そしてLewis自身が名を連ねており、投資家の一人はソフトウェア開発の重鎮で宇宙旅行の経験者であるCharles Simonyiです。

「これはNASAに対する投資としては適切ではないだろう」とSimonyiは記者会見で述べています。 「民間企業の参入が適切で、民間投資家がリスクを取るのが良いと思います。」

計画では、今後10年間で三段階のアプローチを行います。 まず、一連の小型衛星望遠鏡で多数の地球近傍天体(Near Earth Object; NEO)を発見し、追跡します。 次に、無人探査機群を有望な天体に向かわせ、資源の埋蔵量を調査します。 最後に、無人採掘機を着陸させ、天体の採掘を行います。 Arkyd 101と名付けられた最初の小型望遠鏡は現在製作中で、二年以内に打ち上げられる予定です。

• 'ASTEROIDS | Mining for Fun and Profit' J. Kelly Beatty, Sky and Telescope誌, 2012年8月

「ボイジャー1号」まもなく太陽系の果てに到達

"Data From NASA's Voyager 1 Point to Interstellar Future" JPL, 2012年6月14日
NASAの探査機ボイジャー1号が太陽系外からの電荷粒子の強度が著しく高い領域に到達したことが、同機から送られたデータから明らかになりました。 ボイジャー計画の研究者たちはこの急速な上昇を、同機が地球からの星間空間への使者として太陽系の果てに到達するという、歴史的な瞬間が迫っている兆候として捉えています。

太陽系と星間空間のイメージ図

「ボイジャーが人類史上最初に星間空間に到達するであろうことは明らかでしたが、明確にいつになるかは誰にもわかりませんでした」とボイジャー計画のプロジェクトサイエンティスト、Ed Stone(カリフォルニア工科大学、パサデナ)は言います。 「最新のデータは、ボイジャーがより急速な変化を示す新しい領域に入っていることを示しています。同機は、星間空間への最前線に近付きつつあります。」
178億キロ彼方のボイジャー1号から発信され、16時間38分かけてNASAの深宇宙ネットワークのアンテナに到達するデータは、34年前に製造された探査機の二つの高エネルギー望遠鏡により測定された電荷粒子の数を詳細に伝えます。これらの高エネルギー粒子は、比較的近傍にある星が超新星爆発を起こす際に発生したものです。
「2009年1月から2012年1月にかけて、計測される銀河宇宙線量が25%程度まで徐々に増加していました。」とStoneは言います。「最近では5月7日より、一週間で5%、一ヶ月で9%の急激な上昇を記録しました。」
この特筆すべき宇宙線量の増加は、宇宙探査が新たな局面を迎えたことを示す三つの指標のうちの一つです。 探査機の二つの望遠鏡がもたらす二つ目の指標は、太陽圏内で生成された高エネルギー粒子の強度です。 太陽系の境界を越えると、この高エネルギー粒子の強度が急激に減少すると予想されています。 現在のところ、この太陽起源の粒子の強度はゆっくりとした減少を示しているものの、期待される急激な減少は観測されていません。
最後の指標は、探査機の周囲の磁力線の向きの測定において、大きな変化が現れることです。 ボイジャーが太陽圏内にいる間は、磁力線は東西方向に向いていますが、星間空間に入ると、それが南北方向に変わることが期待されています。 このデータの解析には数週間を要します。 ボイジャーチームは現在最新の数個のデータセットを解析している最中です。
「ボイジャーが打ち上げられたのは1977年、宇宙探査が始まってわずか20年が経ったに過ぎませんでした。」とStoneは言います。 「我々のチームの多くは星間空間にたどり着くことを夢見ていましたが、それがいつになるかは未知の状態で、そのために二つの探査機にどれほどの時間とエネルギーを注ぎ込めば良いかわかりませんでした。」
1977年に打ち上げられたボイジャー1号、2号は共に健在です。 ボイジャー2号は太陽から147億キロメートルの彼方にあります。 どちらも、太陽系外縁部を探査するボイジャー星間探査計画の一環として稼働しています。 二機の探査機は、地球から最も遠くはなれた人類の代表であり、探査を継続しています。
ボイジャー探査機はNASAのジェット推進研究所(JPL, カリフォルニア州パサデナ)で製作、運用されています。 JPLはカリフォルニア工科大学の一機関であり、ボイジャー計画は、ワシントンのScience Mission Directorateの太陽物理部門が運営するNASA Heliophysics System Observatoryの一翼を担っています。

ALMA望遠鏡 – 最初の科学的成果

ALMA(Atacama Large Millimeer/sabmillimeter Array)望遠鏡の最初の科学的成果がリリースされました。 フォーマルハウトを取り囲むリング状の塵の詳細をこれまでに無い精度で明らかにしており、賞賛に値する見事な画像です。 最終的には66台のアンテナを有することとなるALMAですが、今回の観測には15台が使用されています。 わずか15台のアンテナによる観測でしたが、「ハッブル宇宙望遠鏡が与えた衝撃に匹敵するほどの画像を目撃している」と、フォーマルハウトの研究にハッブル望遠鏡を使用した経験のあるPaul Kalas(カリフォルニア大学バークレイ校)は言います。 円盤の縁が鮮明であるのは、フォーマルハウトが二つの小さな惑星を持っており、それらによって巨大なリングの形に整えられたためと考えられています。 66台のアンテナすべてが稼働した際には、ALMAはこれまでで最も強力なミリ波サブミリ波の観測装置になります。

• 'Projects Make Headway on Ground and in Space' Sky and Telescope誌, 2012年7月

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この４月にプレスリリースされたALMA望遠鏡による発見です。

国立天文台によるプレスリリース

今回は15台での観測でしたが、現在も着々と建設が進んでおり、最終的には66台のアンテナ群を要する干渉計方式の望遠鏡となります。 アンテナの内訳は、12m × 50 + 12m × 4 + 7m × 12と口径が異なるため性能が単純に台数に比例するわけではありませんが、ざっと見積もると、光を集める能力(集光力)は約4倍、画像を作成する能力は20倍(!)、細かいものを見る能力(分解能)も数十倍になる予定です。 日米欧の国際協力プロジェクトで、日本は干渉計が苦手とするなだらかに広がった成分をもらさずとらえる能力を付加するACA(Atacama Compact Array)を中心となって開発しています。

ALMAプロジェクトには個人的に知り合いが多く、先日、銀河の画像を見せていただきました。 ACAを結合した観測結果で、渦巻き銀河の構造を細部にまで捉えており、速度構造まで明らかにしていました。

今後、さらに衝撃的な画像が量産されることでしょう。

Ia型超新星爆発の起源

近年の盛んな研究により、Ia型超新星爆発の起源に関する議論が熱を帯びてきています。

光度が一定で明るいIa型超新星は、宇宙の起源を探れるほど遠方までの距離を赤方偏移とは独立に測ることができる指標として極めて重要な天体です。 1998年、宇宙がある一定の加速度で膨張しているという発見に寄与したことで一役注目されるようになりました。 しかし、その爆発の起源に関しては謎に包まれたままです。 超新星爆発が少なくとも一つの白色矮星の自己崩壊によって引き起こされるという点では、研究者の見解は一致しています。 しかしながら、白色矮星を熱核爆弾に変える具体的なプロセスに関しては、四十有余年に渡って議論が続いており決着をみていません。

有力な説として、白色矮星は通常の恒星と近接連星を成しており、この伴星からガスが供給され爆発が起こるという説が提唱されています。 供給されたガスによって、白色矮星の質量がチャンドラーセカール限界(Chandrasekhar limit)を超えると、白色矮星は潰れ始めます(重力崩壊)。 チャンドラーセカール限界とは電子の縮退圧が星の重さを支えきれる最大質量で、太陽質量の1.38倍に相当します。 この収縮によって核融合反応の暴走が始まり、瞬く間に星全体に伝搬し完全に破壊されるというものです。

一方、近年支持を得ているのが、白色矮星同士の近接連星が最終的に合体し爆発を起こすという説です。 この説でもチャンドラーセカール限界を超えることが超新星爆発の引き金となると考えられています。

Carlos Badenes(ピッツバーグ大学)とDan Maoz(テルアビブ大学、イスラエル)は、この白色矮星連星説によって実際の超新星爆発の頻度が説明できるか否かを確認するため、Sloan Digital Sky Surveyのデータを用いて、銀河系内の4000個の白色矮星に対して調査を行いました。 その結果、15個の白色矮星に極端なドップラー効果の特徴が見られ、見えない伴星の周りを毎秒250km以上のスピードで回転していることが明らかになりました。 これらは互いに高速で廻る白色矮星の近接連星である可能性が高く、最終的に合体する運命にあると考えられています。

BadenesとMaoz両氏は連星の合体頻度を百年に一個と推定しました。これは天の川型銀河でのIa型超新星爆発の頻度とほぼ一致します。 この一致は白色矮星の合体がIa型超新星を起こすことを証明するものではありませんが、発生頻度としては十分であることを示しています。

他にもこの白色矮星連星説を支持する研究結果が報告されています。 スイフト(Swift)衛星による観測によって、Ia型超新星爆発からは進化の進んだ星や大質量星の伴星が存在している場合に期待されるX線や紫外線が検出されないことが明らかになっています。 このことは、より小さな恒星か白色矮星などの矮星がIa型超新星の元となる白色矮星の伴星である可能性が高いことを示しています。

• 'New Fuel for Supernova Debate' Sky and Telescope誌, 2012年6月

金環日食はかろうじて、、、次は金星の日面通過です

金環日食 2012年5月21日

「2012年の金環食まで待ってるから、とびきりのやつを、、、」 往年のドリカムファンには懐かしいフレーズでした。 当時は遠い先のことだと思っていましたが、とうとうその日がやってきました。
今回は千葉県市川市からの観望となりました。 日食帯のど真ん中に位置していて絶好のポジションだったのですが、天候に恵まれませんでした。 日食開始時は雲が薄く日食グラスを通してはっきり欠け始めが見えていましたが、徐々に雲が増え金環食の頃には一面雲に覆われてしまいました。 僅かな雲間にその姿がかろうじて認められる程度。。。 日食グラスでは減光されすぎて太陽を見つけることすら難しい状態になりました。
そこで役に立ったのが、1987年の部分日食の際に作成した手製の日食フィルター。 低感度フィルムを感光させ重ねて作ったもので、枚数を調節して市販の日食グラスより減光率を下げて観察しました。 現在では推奨されていないものです。

2012/5/21 07:40 千葉県市川市にて

写真撮影はNDフィルターを用意していなかったためあきらめていたのですが、雲が厚かったことが幸いしフィルター無しで撮影することができました。 急遽準備したため、残念ながら金環食を収めることはできませんでしたが、良い記念を残すことができました。
家族ともども貴重なショーを堪能することできました。

金星の日面通過 2012年6月6日

そして金環日食のあとは、金星が太陽の前を横切る日面通過という非常に珍しいイベントが控えています。
金環日食は地球的には二年に一回程度は起こる現象で、日本でも2030年6月1日に北海道で見ることができます。 しかし、金星の日面通過は今回を逃すと105年後の2117年まで地球上からは見ることができません(前回は2004年6月8日)。
金星のシルエットは太陽の3%の大きさしかなく、肉眼ではかろうじて存在を確認できる程度ですが、安全対策をした望遠鏡では、天文学の歴史的発見と関係深い現象を観測することができます。

金星大気の発見

撮影:Lorenzo Comolli, 2004/6/8

金星のシルエットが太陽面に接触し徐々に進入していくと、金星全体に光の輪に包まれる不思議な現象が見られます。 太陽から離脱していく際にも同様の現象が発生します。 1761年の日面通過を観測したロシア人天文学者Lomonosovが、背景の太陽光が金星の大気によって屈折し反対側にまで現れることが原因であると主張しました。 金星に大気が存在することが初めて指摘されたのです。

金星までの距離の計測

ハレー彗星で有名なエドモンド⋅ハレー(Edmond Halley, 1656-1742)は、日面通過を利用した金星までの距離の測定法を考案しました。 当時は太陽と各惑星間の相対的な距離の比は明らかになっており、金星までの距離を決めることができれば太陽系全体のスケールを見積もることができたのです。
地球上の離れた地点から金星を観測すると、背後の太陽に対してずれて見えます。 そのため、日面通過の際に金星が太陽に接触する時刻が若干異なります。 その時間差から金星に対する視差を算出し、三角測量の原理で金星までの距離が導き出されます。 金星が太陽に完全に入り込む第二接触、および太陽から抜け始める第三接触の際に、接触時刻を正確に測ることができます。 地球に最も近い惑星である金星を使うことで、高い精度での距離決定ができると考えられていました。
ハレー自身は1761年の日面通過を迎えることはできませんでしたが、18世紀から19世紀にかけて、この測定方法を用いた計測が実施されました。 しかしながら、想定されていた精度で距離を決めることはできませんでした。

黒いしずく(Black Drop)

撮影:Andjelko Glivar, 2004/6/8

ハレーの測定法を阻んだのは、Black Dropと呼ばれる現象でした。 金星が太陽面に完全に入る際(第二接触)に、写真のように金星の影と太陽の縁とが黒い影で結ばれて、黒いしずくのように見えます。 地球の大気や望遠鏡による回折と、太陽の縁での急激な減光の影響が相まって、繋がったような形になるのです。 太陽面を抜ける第三接触の際にも同様の現象が起こります。 片目を閉じ、電灯や蛍光灯を背景にして親指と人差し指を徐々に近づけると、指が接触する前につながって見えるのと同じ現象です。
この現象のため、金星の接触時刻の測定値に大きな誤差が生まれ、時刻差を正確に測ることができませんでした。 1761年、1874年、および1882年の日面通過の際にも同様の測定が行われましたが、いずれも満足の行く結果が得られませんでした。
結局、火星までの距離が先に計測されました。 1877年の火星の衝の際にスコットランド人のDavid Gill(1843-1914)によって行われた視差測定より、現在知られている値と比較して0.17%という高い精度で天文単位を導きだすことができました。

日食ほど派手ではありませんが、同じように宇宙の神秘を感じさせてくれるショーになるのは間違いありません。 日本は潜入から離脱までが良い条件で観測できる絶好のポジションにあります。 もし望遠鏡で観測できるチャンスがあれば逃す手はありません。 ただし、危険ですので減光フィルターや投影版を使うなど安全対策は絶対に必要です。 事故にはくれぐれも注意して楽しみましょう。

第一接触	7時05分
第二接触	7時22分
最大食	10時24分
第三接触	13時25分
第四接触	13時43分