金星下層雲の巨大な筋状構造をシミュレーションで再現してみると、形成メカニズムが分かってきた。

金星を覆う雲の中に巨大な筋状構造が、金星探査機“あかつき”の観測データから発見されました。

大規模な数値シミュレーションの結果、この構造を再現し、さらに形成メカニズムの解明に成功するんですねー

これまで、このような惑星規模の巨大な筋状構造は地球で観測されたことがなかったもの。
なので、金星特有の現象だと考えられていたのですが、どうやら地球と同じメカニズムが金星大気でも働いて筋状構造が作られているようです。


“あかつき”の赤外線カメラで見つけた巨大な筋状構造

2016年4月から観測を続けている日本初の金星探査機“あかつき”。

様々な科学的な成果のなかには、金星の高度50キロ付近の下層雲に巨大な筋状構造の発見があります（赤外線観測画像から見つかった）。

南北半球それぞれに約1万キロ近くにわたって斜めに伸びるこの構造は、“あかつき”のIR2（波長2μm赤外線カメラ）によって初めて明らかになったもので、研究チームでは“惑星規模筋状構造”と呼んでいます。

このような惑星規模の巨大な筋状構造は地球では観測された例がなく、金星特有の現象だと考えられています。

“あかつき”がとらえた金星下層雲（左）と、シミュレーションによる再現画像（右）。 黄色い破線が“惑星規模筋状構造”になる。

地球と同じメカニズムが金星大気でも働いている

神戸大学大学院理学研究科のチームでは、金星大気の数値シミュレーションのための計算プログラム“AFES-Venus”を開発。
海洋研究開発機構のスーパーコンピューター“地球シミュレーター”を駆使し、高い空間解像度での数値シミュレーションを行います。

その結果、この“惑星規模筋状構造”を再現し、さらに形成メカニズムの解明にも成功したんですねー

筋状構造形成のカギになるのは、意外にも日本の日々の天気とも関わりの深い“寒帯ジェット気流”でした。

地球の中高緯度帯では、南北の大きな温度差を解消しようとする大規模な流れが、温帯低気圧や移動性高気圧、そして寒帯ジェット気流を形成しています。

これと同様のメカニズムが金星大気の雲層でも働いていて、高緯度帯にジェット気流が形成されます。

一方、低緯度帯では、大規模な流れの分布や惑星の自転効果を復元力とする大気波動（ロスビー波）によって、赤道から緯度60度付近にまたがる巨大な渦が生じます（下画像左）。

そこにジェット気流が加わることで、渦が傾き、引き伸ばされ、北風と南風がぶつかる収束帯を筋状に形成。
収束帯で行き場を失った南北風は強い下降流になり、雲の薄い領域からなる“惑星規模筋状構造”を作り出すと考えられます（画像右）。

“惑星規模筋状構造”の形成メカニズム。 低緯度帯で発生する“ロスビー波”は、 赤道をまたいだ雲層下部に存在する波動（赤道ケルピン波）と結合していて、 これにより南北対称性が維持されている分かった。 金星は西向きに自転しているのでジェット気流も西向きに吹いている。

観測データとシミュレーション解析の連携に期待

今回の研究結果は、“あかつき”による金星探査と“地球シミュレーター”による高解像度での大規模シミュレーションの連携によるもの。
世界初の成果になり、金星の気象学が新たな段階に達したことを示したものでもあります。

今後、期待されるのは“あかつき”の観測にシミュレーション解析を連携させることで、金星気象の謎が解き明かされること。

現在、“あかつき”は宇宙科学研究所の所内プロジェクトとして、3年間の延長運用フェーズに移行していて、大きな不具合などが無ければ今後4～11年間は引き続き観測が行えそうです。

金星の気象衛星とも言える“あかつき”の新しい発見が楽しみですね。


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土星の自転周期は？ 環はいつ作られたの？ 探査機“カッシーニ”の最終ミッションから分かってきたこと

土星探査機“カッシーニ”の最後のミッションから得られたデータが役に立ったようです。

そのデータから分かってきたのは、環は土星本体よりもずっと後になってから形成されたということ。
さらに、土星の正確な自転周期も環の観測データから判明しているんですねー


発見は“カッシーニ”最後のミッションのおかげ

NASAの土星探査機“カッシーニ”は、2017年9月に土星大気に突入してミッションを終えました。
でも、13年以上に及んだ探査で得られたデータの解析は、現在も続けられているんですねー

土星の環の面を通過するNASAの土星探査機“カッシーニ”（イメージ図）。

今回の研究を進めたのはイタリアにあるローマ・サピエンツァ大学の研究チーム。
土星の環の質量が小さければ環の年齢は若いという過去の研究をもとに、土星本体の質量と環の質量を割り出しています。

研究チームは、“カッシーニ”と1980年代初めに土星を探査した“ボイジャー”がそれぞれ取得したデータを用いて、これまでより高い精度で環の質量を見積もり、そこから環の年齢をより正確に推測。
その結果、土星の環は今から1000万年前から1億年前までの間に形成されたことが分かります。

土星本体が形成されたのは他の惑星と同じく約45億年前。
なので、環は本体よりもずっと後になってから形成された若い構造という可能性が示されたことになります。
このことは、土星の環のもとになっているのは、土星に近づいてバラバラになった彗星や、破壊された氷衛星であるという理論を支持する結果でした。

今回の発見につながるデータが得られたのは、“カッシーニ”が最後のミッション“グランドフィナーレ”で、土星のすぐ近くを通り本体と環の間を何度も通り抜けるという探査を行ったおかげでした。

土星大気に突入する“カッシーニ”

また、土星の赤道付近の大気の自転速度が、最外層から深さ約9000キロ（半径の15％ほど）のところで中心核の自転と同期していること。
つまり、中心よりも高速で自転する大気が、比較的深いところから存在していることも分かってきます。
さらに、核の質量が地球の15～18倍ということも分かりました。


ガス惑星の自転周期を測る方法

一方、環の観測ついて発表されたのは、土星の自転周期に関する研究成果でした。

カリフォルニア大学サンタクルーズ校の研究チームが明らかにしたのは、土星の自転周期が10時間33分38秒であること。

“ボイジャー”の観測データからは10時間39分23秒、“カッシーニ”の観測データからは10時間36分から10時間48分と見積もられていたので、それよりも数分早い結果でした。

土星はガス惑星なので、表面の地形を参照して自転周期を測ることはできません。

木星のように自転軸と磁場の軸がズレていれば、磁場の軸の動きで発生する周期的な信号を測定して自転を調べることができます。
でも、土星の磁場の軸は自転軸とほぼ一致しているんですねー　なので、この方も使えません。

そこで、利用されたのが土星の環です。
土星本体の内部の振動の影響が、地震計のように環に現れるので、環の観測から土星内部の動きと自転周期を調べることが可能になりました。

こうしたアイデアが提案されたのは1982年のこと。
“カッシーニ”最期のミッション“グランドフィナーレ”によって、ようやく実現したというわけです。


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“コア集積モデル”理論の見直しが必要なのかも… 形成されにくい質量のガス惑星を発見！

これまで、海王星と土星の中間ほどの質量を持つガス惑星は、形成されにくいと理論予測されていました。

今回の研究では、重力マイクロレンズ法で発見された30個の系外惑星の解析データと理論モデルを比較。
すると、形成されにくいはずのガス惑星が、理論予測の10倍も存在しているという結果が出たんですねー

この理論予測との不一致はなぜなのか？
今後、観測データを増やしていき惑星系形成の理論について解明していくようです。


質量が地球の20～80倍になるガス惑星は作られにくい

星間雲の中で密度が高く、水素が解離せず水素分子として存在している領域を分子雲と呼びます。

分子雲中でさらに密度の濃い部分を分子雲コアと呼び、その分子雲コアが自己重力により収縮することで星が形成されます。

その際、より大きな角運動量を持ったガスは直接中心には到達できず、形成されつつある星の周りに渦を巻き状の円盤を形成していきます。
これを原始惑星系円盤と呼び、その中で惑星が形成されると考えられています。

木星のような巨大ガス惑星は、原始惑星系円盤中で微惑星が集まって惑星の核ができ、その周りに存在するガスが核を取り巻いて大気となることで形成されると理論的に考えられていて、これを“コア集積モデル”理論と呼びます。

この“コア集積モデル”理論によると、周囲に十分な量のガスが無ければ海王星（地球の17倍）程度の質量の惑星が形成されることになります。

そのため、海王星のような惑星と土星（地球の95倍）や木星（地球の318倍）のような惑星は多く形成されますが、その中間に当たる20～80倍の惑星は形成されにくいと予測されていました。

土星と海王星、その中間の質量を持つ系外惑星“OGLE-2012-BLG-0950L b”（イメージ図）。

“コア集積モデル”は有力な惑星系形成理論なんですが、太陽系の状況に基づいて構築された理論なんですねー
なので、ここ数年で多数発見されている系外惑星系に当てはまるかどうかは、まだ分かっていないません。


“コア集積モデル”と一致しないガス惑星の存在

JAXA宇宙科学研究所のチームは、重力マイクロレンズ法で発見された30個の系外惑星について統計的な解析を行い、惑星の質量比（主星質量に対する惑星質量の比）の分布を、モデルから予測される質量比と比較しています。

重力マイクロレンズ法とは、系外惑星の質量によって生じる重力レンズ効果の観測からレンズ源になっている惑星の存在を検出する手法。
現時点では主星から離れた土星より軽い系外惑星を検出できる唯一の方法になります。

比較研究の結果、地球の20～80倍に相当する質量比を持った惑星の観測数は、モデルから推定される量よりも約10倍多いことが明らかになります。

このことは、“コア集積モデル”理論では作られにくいと考えられてきた惑星が、実際には多数存在する可能性を示しているんですねー

さらに、これまで見過ごされてきたプロセスが惑星形成過程に含まれている可能性や、中心星の質量の違いによって惑星形成の環境が変化する可能性も示しているのかもしれません。

このような中間質量を持つ系外惑星の一例として、メリーランド大学の研究チームでは、いて座の方向約9700光年彼方に位置する“OGLE-2012-BLG-0950L b”の質量をケック天文台などの観測から明らかにしています。
　　この惑星は、JAXAの研究チームが統計的な解析を行った系外惑星の1つ。

系外惑星“OGLE-2012-BLG-0950L b”（イメージ図）。

メリーランド大学の研究チームの解析によると、惑星の質量は地球の39倍、主星の質量は太陽の0.58倍あり、主星が太陽と同じ質量だとすれば惑星は地球の67倍に相当することになります。

また、惑星は主星から約2.7天文単位（約4億キロ）離れていて、水が液体から固体になる境界の“スノーライン”よりも遠いところに位置しています。
　　急増光中の若い星の周りで、水のスノーラインを初めて発見
　　　　

これまでは惑星の質量比しか分かっていませんでした。
でも、追加観測によって惑星単独の質量が求められ、その質量がまさに“コア集積モデル”理論では作られにくいとされる質量範囲に入っていたことが明らかになったんですねー

“OGLE-2012-BLG-0950L b”を含めた今回の観測データは、恒星密度が比較的高い天の川銀河の中心方向で集められたものです。

今後、違う領域の観測データを増やしていければ、“コア集積モデル”理論による惑星系形成理論の見直しが必要なのか、惑星系は環境に依存するのかといった議論も進みそうです。

今回、明らかになった観測結果と理論予測の不一致を解明していくことは、普遍的な惑星形成の理解につながるはずです。
次のステップは、惑星の質量を精密に測定し統計を増やすことになりますね。


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ブラックホールの質量や自転を知るには？ 恒星がブラックホールに破壊されるときが観測のチャンス

3億光年彼方の銀河の中心で起こった、恒星が超大質量ブラックホールに破壊される現象。

このような現象では、恒星の残骸がブラックホールに落ち込んでいくときにはX線が放射されるんですねー
そのX線を観測してみると、X線が放射される周期や期間が分かり、ブラックホールの自転速度も調べることができそうです。


恒星がブラックホールに破壊されるとX線が放射される

大質量銀河の中心には、太陽の数百万倍から数億倍の質量を持つ超大質量ブラックホールが存在しています。

こうした超大質量ブラックホールのすぐ近くを恒星が通りかかると、ブラックホールの強力な潮汐力によって恒星は破壊されて飲み込まれていくことになります。

残骸は渦を巻くようにブラックホールへ落ち込んでいくので、この渦巻状の円盤を降着円盤と呼びます。

さらに、降着円盤内を高速で回転する残骸は、摩擦熱によって電離しプラズマ状態へ。
電離したガスは円盤内を回転することで強力な磁場が作られ、降着円盤からは荷電粒子のジェットが噴射しX線などで観測されることになります。

ただ、潮汐力による破壊が起こる確率は、1つの銀河当たり数十万年に1回ほど…
珍しい現象なんですが、観測できればブラックホールの質量や自転について知ることができます。

ブラックホールと銀河の間には密接な関係があると考えられているので、ブラックホールの研究は銀河の成長を知ることにもつながることになります。
　　ブラックホールの回転速度から分かる、銀河の成長過程
　　　　



ブラックホールの自転速度

2014年11月、かみのけ座の方向約3億光年彼方にある銀河で突発的な増光現象が観測され“ASASSN-14li”と命名されました。

その後、ヨーロッパ宇宙機関のX線天文衛星“XMMニュートン”やNASAのX線天文衛星“チャンドラ”などにより、“ASASSN-14li”から131秒周期でX線バーストが発生していることや、そのバーストが450日以上にわたって継続していたことが観測されます。

“ASASSN-14li”をとらえた“チャンドラ”によるＸ線画像（左下）と、 ハッブル宇宙望遠鏡による可視光線画像（画像中央）。

マサチューセッツ工科大学カブリ物理学宇宙研究所の研究チームによると、このような特徴はまさに潮汐力による破壊現象に由来するもので、X線が“事象の地平線”と呼ばれる境界のすぐ外側にある“最深安定軌道”から放射されているという理論モデルと一致しているそうです。
　　“事象の地平線”とは、これよりも内側に入ると
　　ブラックホールから逃げられない距離範囲

以前の研究から分かっていたのは、“ASASSN-14li”と呼ばれる現象を起こしたブラックホールの質量は、太陽の100万倍あるということ。

今回の研究では、この質量のデータを合わせた解析から、ブラックホールの自転速度が光速の50％以上もあることが明らかになります。

潮汐破壊現象の観測からブラックホールの自転速度が判明したのは、今回が初めてのこと。
今回の研究成果は、潮汐破壊現象がブラックホールの自転を調べるうえで利用できることを示すことになります。

今後、同様の現象がもっと検出され、初期宇宙から現在までのブラックホールの自転を明らかにすることができれば、ブラックホールの年齢と自転との間の関連性についても貴重な情報を得ることができるようです。


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赤外線天文衛星“あかり”が実現した、探査に行かなくても小惑星に水が存在するかを知る方法

JAXAの赤外線天文衛星“あかり”による観測で、17個のC型小惑星から水の存在を示す証拠が見つかりました。

これほど多くの小惑星から水を検出した観測結果は世界初。
探査機による直接観測でなく、天文衛星によるスペクトル観測で示した世界初の研究になるようです。


水や有機物を多く含む天体

地球には液体の水が大量に存在しています。

でも、この水が地球の形成初期から存在していたのか？
それとも、後の時代に地球の外から持ち込まれたものなのか？
どちらなのかは、現在もよく分かっていません。

もし、水が地球の外から持ち込まれたものだとしたら、可能性のある天体の1つに小惑星があります。

小惑星は、岩石惑星のように内部が融けて核やマントルに分化していません。
なので、太陽系が出来た当時の状態をそのまま保っている“化石”のような天体だと考えられています。

中でも、C型小惑星と呼ばれる天体は、有機物や水などの揮発性物質を多く含む“炭素質コンドライト”という隕石とスペクトルが似ているので、水や有機物が多く存在する天体だと予想されているんですねー

小惑星探査機“はやぶさ2”が現在探査を行っている“リュウグウ”や、NASAの“オシリス・レックス”が探査している“ベンヌ”もC型小惑星になります。
　　C型小惑星は、さらにB型小惑星、F型小惑星、G型小惑星に分類され、
　　NASAの小惑星探査機“オシリス・レックス”が探査を行う“ベンヌ”は、
　　C型の中ではB型小惑星に分類される。

ただ、これまでに小惑星で水を検出した確実な観測例は、探査機が小惑星を直接訪れて観測した数例のみ…
2016年にNASAの小惑星探査機“ドーン”がC型小惑星に分類されている準惑星“ケレス”の表面に水の氷を発見し、今年“オシリス・レックス”が“ベンヌ”で水を検出しています。
　　小惑星帯に位置する天体としては最も大きい“ケレス”は、
　　C型の中ではG型小惑星に分類される。

“リュウグウ”については、表面の水がほぼ枯渇していることが“はやぶさ2”の観測によって分かっています。


探査に行かなくても水の存在を知る方法

直接探査を行わず小惑星に水があるかどうかを調べることはできるのでしょうか？

それには、小惑星の表面で反射される太陽光のスペクトルを観測する必要があります。

結晶の中にヒドロキシ基（水酸基）や水分子を含んでいる“含水鉱物”が小惑星の表面にあると、波長2.7μメーター付近の赤外線が吸収されます。
なので、反射スペクトル中にこの吸収があれば、水が存在する証拠になります。

ただ、この波長域の赤外線は、地球の大気に含まれる水蒸気や二酸化炭素によってほとんど吸収されてしまいます。
そう、地上の望遠鏡では観測できないんですねー
なので、地球大気の影響を受けない衛星を使った観測が必要になるんですねー


赤外線天文衛星“あかり”を使った観測

神戸大学大学院理学研究科のチームは、2008年から2010年まで、JAXAの赤外線天文衛星“あかり”を使って、水がありそうな小惑星66個の分光観測を行っています。

2006年2月22日にM-Vロケットによって打ち上げられた日本初の赤外線天文衛星“あかり”は、赤外線専用の望遠鏡と2種類の観測装置を搭載。
波長1.7μメートルの近赤外線から180μメートルの遠赤外線まで、幅広い波長域の赤外線を高い感度で観測できる唯一の天文衛星でした。
　　“あかり”は目標寿命の3年を超えて運用されていましたが、
　　2011年11月24日に停波され運用を終えている。

赤外線天文衛星“あかり”による小惑星の近赤外線分光観測（イメージ図）。

観測により明らかになったのは、22個のC型小惑星のうち17個で、波長2.7μメートル付近に含水鉱物による吸収が見られること。
このことは、多くのC型小惑星に実際に水が存在することを、スペクトル観測で示した世界初の研究になるんですねー

また、この吸収の強さが小惑星によって異なることや、一部の小惑星では3.1μメートル付近に氷やアンモニア化物による吸収も見られています。

“あかり”で得られた小惑星の近赤外線反射スペクトルの例。 緑色の矢印で示した谷が、水による2.7μメートル付近の吸収。 青の矢印で示した谷は、氷やアンモニア化物による吸収。

さらに、研究チームが発見したのは、波長2.7μメートルの吸収が強い（含水鉱物が多い）小惑星ほど、吸収のピークの波長が長い方向にズレること。

これは、小惑星ができた後で太陽風や微小隕石の衝突などによって、表面が二次的に加熱されて水が失われた痕跡のようです。


地球にある水の一部は小惑星が運んできたのかも

研究チームは、今回の観測結果からC型小惑星の進化のシナリオを考えています。

太陽系ができたばかりの頃、比較的低温の環境で岩石と氷が集まってC型小惑星が形成された。
その後、氷が解けて液体の水になり、この水が岩石と反応して含水鉱物が作られ、さらに後の時代に二次的な加熱脱水で次第に水が失われていったというもの。

このシナリオにより“ベンヌ”で水が検出された一方で、同じくC型小惑星の“リュウグウ”では、ほとんど水が検出されなかったことも説明できるんですねー
そう、“ベンヌ”に比べて“リュウグウ”は加熱脱水が進んだ段階にあるということです。

今回の研究結果から推定されるC型小惑星の形成と進化の過程。

さらに、通常は水を含まないと考えられているS型小惑星（岩石質の小惑星）のうち2天体でも、わずかに水による吸収スペクトルが観測されます。

この観測結果について研究チームは、この水はS型小惑星の中にあったものではなく、小惑星の外から持ち込まれたものではないかと考えています。

複数のS型小惑星で小惑星外に由来すると思われる水が検出されたことから、研究チームはある推測をします。
それは、原始の地球でもこれと同じような過程で、地球外から水が持ち込まれたのかもしれないということ。

今回の研究で、少なくとも小惑星に水があることは確実になりました。

地球ができた時代には、現在よりも小惑星の数は多かったはずです。
なので、現在の地球にある水のうち一定の割合は小惑星が運んできたのかもしれませんね。


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