月の水、資源
2017/08/16 Wed. 08:34 [edit]
いつも何気なく見ている月は唯一、表面の様子を肉眼で見ることができる近い天体で、どこか遠くの惑星系にもありそうな景色を見ているとも言える、そう思うと壮観である、m
月と地球の間は、地球を30個並べた距離になる、
（距離：384400km、地球直径：12756km、月直径3474km）
アポロ計画で持ち帰った月の岩石を分析したところ、成分は地球の岩石とそっくりで、火星サイズの原始惑星が高速自転していた原始地球に良い角度で衝突し、その破片で同じ成分の月が出来たという、ジャイアント・インパクト説を裏付けている。
2011年に月の岩石中のガラス粒子を調べたところ、地球の玄武岩の一部に含まれるのと同等の水があることがわかった。ここで問題は、これが月全体の状態を示すのか、一部だけのことなのか？である、加えてインドがNASA、ESAの協力で打ち上げた月探査機「チャンドラヤーン1号」のデータを調べたところ、
チャンドラヤーン1号
月の火砕流堆積物には全て同様に水が含まれるらしいとわかった。
これまで、月の両極の永久影の所は多量の水の存在を示していたが、
南極の永久影（全方向から太陽があたった合成画像）
火砕流堆積物は含水量は僅かだが膨大で、月全域で確保できるかもしれない。
水の存在を示した月面図、色のついた領域で特に赤や黄は周囲よりも水が多く存在する
（資料：Milliken lab / Brown University）
クレーターの縁に集中が見られる、暗い海の領域は少なそうだ、
鉱物資源に加え、水も現地調達できれば、将来の月面開発、さらには宇宙開発基地として期待できそうだ。
月は大気がないので、いつも晴れ、太陽光発電は安定的にできるが、小さな隕石も燃え尽きることなく全て落ちてくる、これにどう対処するか？あと生物由来の資源は調達できない；
ご覧いただき、ありがとうございました。
月と地球の間は、地球を30個並べた距離になる、
（距離：384400km、地球直径：12756km、月直径3474km）
アポロ計画で持ち帰った月の岩石を分析したところ、成分は地球の岩石とそっくりで、火星サイズの原始惑星が高速自転していた原始地球に良い角度で衝突し、その破片で同じ成分の月が出来たという、ジャイアント・インパクト説を裏付けている。
2011年に月の岩石中のガラス粒子を調べたところ、地球の玄武岩の一部に含まれるのと同等の水があることがわかった。ここで問題は、これが月全体の状態を示すのか、一部だけのことなのか？である、加えてインドがNASA、ESAの協力で打ち上げた月探査機「チャンドラヤーン1号」のデータを調べたところ、
チャンドラヤーン1号
月の火砕流堆積物には全て同様に水が含まれるらしいとわかった。
これまで、月の両極の永久影の所は多量の水の存在を示していたが、
南極の永久影（全方向から太陽があたった合成画像）
火砕流堆積物は含水量は僅かだが膨大で、月全域で確保できるかもしれない。
水の存在を示した月面図、色のついた領域で特に赤や黄は周囲よりも水が多く存在する
（資料：Milliken lab / Brown University）
クレーターの縁に集中が見られる、暗い海の領域は少なそうだ、
鉱物資源に加え、水も現地調達できれば、将来の月面開発、さらには宇宙開発基地として期待できそうだ。
月は大気がないので、いつも晴れ、太陽光発電は安定的にできるが、小さな隕石も燃え尽きることなく全て落ちてくる、これにどう対処するか？あと生物由来の資源は調達できない；
ご覧いただき、ありがとうございました。
category: 宇宙・天体
「カッシーニ」が捉えた絶景
2017/08/14 Mon. 10:02 [edit]
NASAの土星探査機「カッシーニ」は今年9月15日に土星の大気に突入して20年間に及ぶ探査を終了する、20年も経ったという気がしない?;
降下機を下ろして衛星タイタンの地表の様子を捉えたり、衛星エンケラドゥスから噴き出す水の発見など、カッシーニが初めてもたらした成果は大きい、最終ミッションとして、土星の環の内側を周回した接近画像を撮っているところ。
過去記事：「カッシーニ」環の内側から土星を撮影
やはり興味深いのがカッシーニが捉えた個性豊かな（変な^^）衛星達の鮮明画像だった、
本体が破壊される寸前のような大きなクレーターがある衛星「ミマス」はお馴染みだが、
ミマス（Mimas）：半径 198km 別名"デス・スター型衛星"
「テティス」も同様の巨大クレーターを持つ、テティスの半径はミマスの2.7倍あり、氷が多いためか？起伏は浅くなっている、
テティス（Tethys）：半径 533km
「イアペトゥス」は明るい表面だが、潮汐ロックされた"進行側"に暗い物質が降り積もっている、これは外側を周る衛星「フェーベ」がまき散らした希薄な物質がリングとなっていて、イアペトゥスの周回上にあるためだ。 過去記事：イアペトゥス
イアペトゥス（Iapetus）：半径 736km シナモン・パウダーをかけたお菓子？
「パン」は最も内側を周る「羊飼い衛星」の1つ、赤道付近が薄く広がった、球体に鍔がくっついた形で、どうしてこうなったかわからない；土星の環の中を周回している影響か？
パン（Pan）：半径 15km 別名"UFO型衛星" タコ焼きをひっくり返したところにも見える^^;
「ヒペリオン」は奇妙な衛星で他に例がない、元々密度の低いスカスカの天体に隕石が落ちればズボっと沈み、飛び散るものがなく、このような深いクレーターが残ると考えられる、黄線で囲った部分には大きな放射状の地形があるようだ。
ヒペリオン（Hyperion）：半径 95－182km 垢すりの軽石には荒いかな^^;
次は「タイタン」の大気を捉えた画像、
これは壮観！
最後は「エンケラドゥス」を遠方から捉えた画像、
惑星探査機の画像は大抵、対象物が明るいため、背景の暗い星々は露光が足りず、写らないのが殆どだが、これは露光が十分あったため、エンケラドゥスと背景の恒星も写っている珍しい画像だそうだ、宇宙の奥行きを感じさせる。
ご覧いただき、ありがとうございました。
降下機を下ろして衛星タイタンの地表の様子を捉えたり、衛星エンケラドゥスから噴き出す水の発見など、カッシーニが初めてもたらした成果は大きい、最終ミッションとして、土星の環の内側を周回した接近画像を撮っているところ。
過去記事：「カッシーニ」環の内側から土星を撮影
やはり興味深いのがカッシーニが捉えた個性豊かな（変な^^）衛星達の鮮明画像だった、
本体が破壊される寸前のような大きなクレーターがある衛星「ミマス」はお馴染みだが、
ミマス（Mimas）：半径 198km 別名"デス・スター型衛星"
「テティス」も同様の巨大クレーターを持つ、テティスの半径はミマスの2.7倍あり、氷が多いためか？起伏は浅くなっている、
テティス（Tethys）：半径 533km
「イアペトゥス」は明るい表面だが、潮汐ロックされた"進行側"に暗い物質が降り積もっている、これは外側を周る衛星「フェーベ」がまき散らした希薄な物質がリングとなっていて、イアペトゥスの周回上にあるためだ。 過去記事：イアペトゥス
イアペトゥス（Iapetus）：半径 736km シナモン・パウダーをかけたお菓子？
「パン」は最も内側を周る「羊飼い衛星」の1つ、赤道付近が薄く広がった、球体に鍔がくっついた形で、どうしてこうなったかわからない；土星の環の中を周回している影響か？
パン（Pan）：半径 15km 別名"UFO型衛星" タコ焼きをひっくり返したところにも見える^^;
「ヒペリオン」は奇妙な衛星で他に例がない、元々密度の低いスカスカの天体に隕石が落ちればズボっと沈み、飛び散るものがなく、このような深いクレーターが残ると考えられる、黄線で囲った部分には大きな放射状の地形があるようだ。
ヒペリオン（Hyperion）：半径 95－182km 垢すりの軽石には荒いかな^^;
次は「タイタン」の大気を捉えた画像、
これは壮観！
最後は「エンケラドゥス」を遠方から捉えた画像、
惑星探査機の画像は大抵、対象物が明るいため、背景の暗い星々は露光が足りず、写らないのが殆どだが、これは露光が十分あったため、エンケラドゥスと背景の恒星も写っている珍しい画像だそうだ、宇宙の奥行きを感じさせる。
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category: 宇宙・天体
スターバースト・リング
2017/08/08 Tue. 08:40 [edit]
とけい座、約3800万光年にある、棒渦巻き銀河のNGC1512と近接した小銀河NGC1510のペアは銀河進化の謎を明かしてくれるようで興味深い。m
左：NGC1512、右：NGC1510（HST)→拡大画像
まず棒渦巻きのNGC1512は渦状腕のところには普通に見られる星生成領域があり、棒状に伸びたバルジには塵とガスが流れ込む道筋ができ、中心にあるであろう超大質量BHに落ち込んでいる、その中心に至る手前に明るい星が集まった、スターバースト・リングが見られ、ここは星生成が非常に活発なことを示している、
NGC1512 中心部 スターバースト・リング、狭い領域に集中して見えるが、棒状バルジの差し渡しを2万光年くらいと仮定すると、このリングの直径は2000光年くらいになる；
もっと広い範囲を見たのが下の画像だが、NGC1512の渦状腕はさらに伸びていて、隣の銀河NGC1510を囲いこんでいる、
NGC1512とNGC1510（HST)：広範囲（この画像は左右が反転していたので修正した；）
銀河合体シミュレーションの1コマを見るようだが、両銀河の重力の相互作用が、NGC1512の特徴的な星生成を促し、NGC1510のほうも、小さいにも関わらず星生成が激しく、高温の新しい星々が多いとのこと。
NGC1510
NGC1512の渦状腕の外側には過去に取り込んだ古い銀河の星々があるらしい、現在の小銀河NGC1510もいずれ取り込まれる過程にある。
これらと似た状況なのが、近くに伴銀河を持つ、NGC1097ではないだろうか、中心にスターバースト・リングも見える、こちらは腕の巻き方がやや複雑だ、
NGC1097（HST）→拡大画像
また、お馴染みの棒渦巻き銀河、NGC1300にも棒状のバルジには同じ構造があるが、
NGC1300（HST）→拡大画像
中心を取り巻くリングには盛んな星生成の様子はないようだ、近くに重力を及ぼす銀河があれば、NGC1512と同じになるのかもしれない。
*渦巻き銀河の約2/3が棒渦巻き状である、理由は確定的ではないが、力学的不安定性によって、同じ銀河のバルジが棒状に伸びたり、丸くなったり、を繰り返すというシミュレーションの結果があるそうだ。
ご覧いただき、ありがとうございました。
左：NGC1512、右：NGC1510（HST)→拡大画像
まず棒渦巻きのNGC1512は渦状腕のところには普通に見られる星生成領域があり、棒状に伸びたバルジには塵とガスが流れ込む道筋ができ、中心にあるであろう超大質量BHに落ち込んでいる、その中心に至る手前に明るい星が集まった、スターバースト・リングが見られ、ここは星生成が非常に活発なことを示している、
NGC1512 中心部 スターバースト・リング、狭い領域に集中して見えるが、棒状バルジの差し渡しを2万光年くらいと仮定すると、このリングの直径は2000光年くらいになる；
もっと広い範囲を見たのが下の画像だが、NGC1512の渦状腕はさらに伸びていて、隣の銀河NGC1510を囲いこんでいる、
NGC1512とNGC1510（HST)：広範囲（この画像は左右が反転していたので修正した；）
銀河合体シミュレーションの1コマを見るようだが、両銀河の重力の相互作用が、NGC1512の特徴的な星生成を促し、NGC1510のほうも、小さいにも関わらず星生成が激しく、高温の新しい星々が多いとのこと。
NGC1510
NGC1512の渦状腕の外側には過去に取り込んだ古い銀河の星々があるらしい、現在の小銀河NGC1510もいずれ取り込まれる過程にある。
これらと似た状況なのが、近くに伴銀河を持つ、NGC1097ではないだろうか、中心にスターバースト・リングも見える、こちらは腕の巻き方がやや複雑だ、
NGC1097（HST）→拡大画像
また、お馴染みの棒渦巻き銀河、NGC1300にも棒状のバルジには同じ構造があるが、
NGC1300（HST）→拡大画像
中心を取り巻くリングには盛んな星生成の様子はないようだ、近くに重力を及ぼす銀河があれば、NGC1512と同じになるのかもしれない。
*渦巻き銀河の約2/3が棒渦巻き状である、理由は確定的ではないが、力学的不安定性によって、同じ銀河のバルジが棒状に伸びたり、丸くなったり、を繰り返すというシミュレーションの結果があるそうだ。
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category: 宇宙・天体
銀河の形で中心BHを推定
2017/08/01 Tue. 09:05 [edit]
下図はハッブル分類と呼ばれ、銀河の様々な形をE.ハッブルが分類した図である。m
S0は楕円銀河と渦巻き銀河の中間的なレンズ状銀河とされた。
銀河：NGC5866はS0型とされるが、真横から見ているので渦巻き銀河の可能性もある、
NGC5866（HST)
ソンブレロ銀河（M104）はS0/Saで、S0とSaの中間か、
M104（HST)
我々の天の川銀河は棒渦巻きで、SBaあたりだろうか、
さて、オーストラリア、スインバーン大学のBenjamin Davis氏、Alister Graham氏らは、銀河中心BHの質量と、渦巻銀河の渦状腕の巻き具合との関係を調べる研究を行ったそうだ。
銀河中心ブラックホール（想像図）
渦状腕の巻き具合と中心BHとの関係性は10年ほど前から知られていたが、Davis氏らが44個の銀河を詳しく解析したところ、予想以上に強い関係を見出した。中心のバルジが大きい銀河は腕がきつく巻き、Sa型である、逆にバルジが小さく腕がゆるく開いた銀河はSc、Sd型となる。
おおぐま座の渦巻銀河M81、上は可視光（HST)、下は赤外線観測画像（Spitzer ST / Benjamin Davis）
【↑この赤外線画像は180°回転させてもまったく同じ画像になる、画像の上半分のコピーを逆さにして下にくっつけ、縦に伸びた比率になっている・・目的があってのことか？】
M81はSab型に分類され、バルジは大きいほうだ、中心BHの推定質量は太陽の6800万倍と見られる。イメージどおり、バルジの大きいSa型は中心のBHの質量は大きく、
「従来の質量推測方法に匹敵するほどの相関が見られる、銀河の画像を見るだけで、誰でもすぐに銀河中心ブラックホールの質量を見積もることができる」とのことだ。
銀河の形で中心BHの質量を推測してよいのなら、渦状腕すらない楕円銀河はさらに巨大な中心BHがあると考えてよいだろうか、
M87（HST)
M87は楕円銀河のE0型で中心には太陽の約30億倍質量の超大質量BHがあると見られ、ジェットが噴き出している、巨大なため、EHT計画のBH直接撮影の候補でもある。→過去記事
ところで、風変わりな銀河も数多くある、NGC4921は"貧血銀河"とも呼ばれ、
NGC4921（HST）
一応渦巻き構造を持ち、SB(rs)abと分類されるが、新たな恒星を生みだす塵やガスが殆どなく、後方の宇宙が透けて見えるクラゲのような銀河だ、こんな銀河は判定が難しいかも；
もしかしたら、前述のNGC5866のタイプを上から見た様子かもしれない？
ご覧いただき、ありがとうございました。
S0は楕円銀河と渦巻き銀河の中間的なレンズ状銀河とされた。
銀河：NGC5866はS0型とされるが、真横から見ているので渦巻き銀河の可能性もある、
NGC5866（HST)
ソンブレロ銀河（M104）はS0/Saで、S0とSaの中間か、
M104（HST)
我々の天の川銀河は棒渦巻きで、SBaあたりだろうか、
さて、オーストラリア、スインバーン大学のBenjamin Davis氏、Alister Graham氏らは、銀河中心BHの質量と、渦巻銀河の渦状腕の巻き具合との関係を調べる研究を行ったそうだ。
銀河中心ブラックホール（想像図）
渦状腕の巻き具合と中心BHとの関係性は10年ほど前から知られていたが、Davis氏らが44個の銀河を詳しく解析したところ、予想以上に強い関係を見出した。中心のバルジが大きい銀河は腕がきつく巻き、Sa型である、逆にバルジが小さく腕がゆるく開いた銀河はSc、Sd型となる。
おおぐま座の渦巻銀河M81、上は可視光（HST)、下は赤外線観測画像（Spitzer ST / Benjamin Davis）
【↑この赤外線画像は180°回転させてもまったく同じ画像になる、画像の上半分のコピーを逆さにして下にくっつけ、縦に伸びた比率になっている・・目的があってのことか？】
M81はSab型に分類され、バルジは大きいほうだ、中心BHの推定質量は太陽の6800万倍と見られる。イメージどおり、バルジの大きいSa型は中心のBHの質量は大きく、
「従来の質量推測方法に匹敵するほどの相関が見られる、銀河の画像を見るだけで、誰でもすぐに銀河中心ブラックホールの質量を見積もることができる」とのことだ。
銀河の形で中心BHの質量を推測してよいのなら、渦状腕すらない楕円銀河はさらに巨大な中心BHがあると考えてよいだろうか、
M87（HST)
M87は楕円銀河のE0型で中心には太陽の約30億倍質量の超大質量BHがあると見られ、ジェットが噴き出している、巨大なため、EHT計画のBH直接撮影の候補でもある。→過去記事
ところで、風変わりな銀河も数多くある、NGC4921は"貧血銀河"とも呼ばれ、
NGC4921（HST）
一応渦巻き構造を持ち、SB(rs)abと分類されるが、新たな恒星を生みだす塵やガスが殆どなく、後方の宇宙が透けて見えるクラゲのような銀河だ、こんな銀河は判定が難しいかも；
もしかしたら、前述のNGC5866のタイプを上から見た様子かもしれない？
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category: 宇宙・天体
パルサー惑星
2017/07/21 Fri. 09:56 [edit]
以前、大質量星が超新星爆発したあとに残るパルサー（中性子星）はまき散らした残骸物質を強い重力で再び引き寄せ、第二の惑星系を作るという話を書いた、これはパルサーが爆発の中心に残っている前提だが、この場合、惑星系は重金属が主成分となるらしい、
パルサー惑星系円盤想像図
しかし、パルサーは残骸物質を残したまま、大なり小なり移動しているようで、最高で毎秒1500kmで移動するものが知られる。こうした移動するパルサーは惑星系を作れるのか？
英・カーディフ大学のJane Greaves氏とイギリス天文学技術センターのWayne Holland氏によると、ふたご座、800光年にある「ゲミンガ・パルサー（Geminga pulsar」をハワイのサブミリ波観測装置ジェームズ・クラーク・マックスウェル電波望遠鏡（JCMT）で観測したところ、ゲミンガの周囲にアーク（弧状構造）を捉えた。
左上へ移動するゲミンガ（黒丸内）、点線は衝撃波面、円筒形がゲミンガが通った跡。
0.45mmの赤外線波長で観測した擬似カラー画像（Jane Greaves / JCMT / EAO）
このアークは衝撃波面で、ゲミンガが超音速で天の川銀河内を移動することで発生した衝撃波に物質が巻き込まれ、一部の固体粒子がパルサーに向かって流れていくと考えているそうだ。パルサーは超強磁場をもっており、吹き出す電子プラズマが周囲の物質と衝突して衝撃波を作る。計算から、ゲミンガに捕まった恒星間粒子の質量は地球の数倍以上になるらしく、惑星系を作るのに十分と導かれる。
今回の観測は解像度が低いため、アルマ望遠鏡による詳細な観測が計画されている。
2003年にも衝撃波面（弧状構造）を持つパルサー「B1957+20」が見つかっている、このパルサーも秒速280kmで移動している、
B1957+20（や座5000光年）：X線観測衛星チャンドラ 撮影、緑が衝撃波面
パルサーは恒星間の物質を集め、新たな惑星系ができる可能性も示された、ただ、恒星とともに生れる普通の惑星系とは区別されるものだろう。
関連過去記事：宇宙の回転構造Ⅱ：パルサーと"パルサー惑星"?
ご覧いただき、ありがとうございました。
パルサー惑星系円盤想像図
しかし、パルサーは残骸物質を残したまま、大なり小なり移動しているようで、最高で毎秒1500kmで移動するものが知られる。こうした移動するパルサーは惑星系を作れるのか？
英・カーディフ大学のJane Greaves氏とイギリス天文学技術センターのWayne Holland氏によると、ふたご座、800光年にある「ゲミンガ・パルサー（Geminga pulsar」をハワイのサブミリ波観測装置ジェームズ・クラーク・マックスウェル電波望遠鏡（JCMT）で観測したところ、ゲミンガの周囲にアーク（弧状構造）を捉えた。
左上へ移動するゲミンガ（黒丸内）、点線は衝撃波面、円筒形がゲミンガが通った跡。
0.45mmの赤外線波長で観測した擬似カラー画像（Jane Greaves / JCMT / EAO）
このアークは衝撃波面で、ゲミンガが超音速で天の川銀河内を移動することで発生した衝撃波に物質が巻き込まれ、一部の固体粒子がパルサーに向かって流れていくと考えているそうだ。パルサーは超強磁場をもっており、吹き出す電子プラズマが周囲の物質と衝突して衝撃波を作る。計算から、ゲミンガに捕まった恒星間粒子の質量は地球の数倍以上になるらしく、惑星系を作るのに十分と導かれる。
今回の観測は解像度が低いため、アルマ望遠鏡による詳細な観測が計画されている。
2003年にも衝撃波面（弧状構造）を持つパルサー「B1957+20」が見つかっている、このパルサーも秒速280kmで移動している、
B1957+20（や座5000光年）：X線観測衛星チャンドラ 撮影、緑が衝撃波面
パルサーは恒星間の物質を集め、新たな惑星系ができる可能性も示された、ただ、恒星とともに生れる普通の惑星系とは区別されるものだろう。
関連過去記事：宇宙の回転構造Ⅱ：パルサーと"パルサー惑星"?
ご覧いただき、ありがとうございました。
category: 宇宙・天体
「高速度星」は大マゼラン雲から?
2017/07/13 Thu. 09:26 [edit]
空間内を秒速1000kmを超すような速度で移動し、銀河系の重力を振り切って飛び出していくような特異な星があることは以前にも書いた、m
高速度星
その高速度の起因については様々説があって興味深い。（*今回、高速で移動する"中性子星"は除く）連星系が片方の星を失い、重力の相方がなくなって飛ばされた、あるいは重力の強い天体に接近して、スィングバイの力を得る、等々、今までの説が正しければ、高速度星は天の川銀河のどの方向にも見られてよいはずだが、なぜかほとんどが北半球のしし座､ろくぶんぎ座方向に見つかっているとのこと。
英ケンブリッジ大学 Douglas Boubert氏はこれに疑問をもち、新たな説が考えられた、これら高速度星は隣にある矮小銀河、大マゼラン雲からやってきている、というものだ。
大マゼラン雲：16万光年（ESA）
大マゼラン雲は星形成が活発で、星団の中の連星系からはじき出された星は、大マゼラン雲の質量が天の川銀河の1/10程と小さいため、その重力を振り切って飛び出しやすい、その一部が天の川銀河にやってきている、という可能性だ。また、大マゼラン雲は天の川銀河に対し、秒速400kmで相対的に動いているので、大マゼラン雲起源の星はその速度も維持してやってくる、また、しし座やろくぶんぎ座の方向に偏っているのも説明がつくらしい（図説がないので詳しくは不明）、たしかに高速度になるという点では有力説で興味深い。
大マゼラン雲の活発な星生成領域から跳び出す暴走星のイメージ図（資料：Amanda Smith）
（この図の物理的説明はない）
天文衛星ガイアの取得データが来年公開されるが、ガイアは個々の星の動きも捉えているので、そのデータの中に、この説の候補となる星が見つかるかも、と期待されている。
ご覧いただき、ありがとうございました。
高速度星
その高速度の起因については様々説があって興味深い。（*今回、高速で移動する"中性子星"は除く）連星系が片方の星を失い、重力の相方がなくなって飛ばされた、あるいは重力の強い天体に接近して、スィングバイの力を得る、等々、今までの説が正しければ、高速度星は天の川銀河のどの方向にも見られてよいはずだが、なぜかほとんどが北半球のしし座､ろくぶんぎ座方向に見つかっているとのこと。
英ケンブリッジ大学 Douglas Boubert氏はこれに疑問をもち、新たな説が考えられた、これら高速度星は隣にある矮小銀河、大マゼラン雲からやってきている、というものだ。
大マゼラン雲：16万光年（ESA）
大マゼラン雲は星形成が活発で、星団の中の連星系からはじき出された星は、大マゼラン雲の質量が天の川銀河の1/10程と小さいため、その重力を振り切って飛び出しやすい、その一部が天の川銀河にやってきている、という可能性だ。また、大マゼラン雲は天の川銀河に対し、秒速400kmで相対的に動いているので、大マゼラン雲起源の星はその速度も維持してやってくる、また、しし座やろくぶんぎ座の方向に偏っているのも説明がつくらしい（図説がないので詳しくは不明）、たしかに高速度になるという点では有力説で興味深い。
大マゼラン雲の活発な星生成領域から跳び出す暴走星のイメージ図（資料：Amanda Smith）
（この図の物理的説明はない）
天文衛星ガイアの取得データが来年公開されるが、ガイアは個々の星の動きも捉えているので、そのデータの中に、この説の候補となる星が見つかるかも、と期待されている。
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category: 宇宙・天体
宇宙初期の活動銀河
2017/07/11 Tue. 09:25 [edit]
宇宙で最初の星、ファーストスターは水素とヘリウム（＋僅かなリチウム）だけで作られ、いずれも巨星で寿命も短かった、初期銀河もこうした星で形成され、多くの星が一斉に寿命を終え、超新星爆発していたと考えられる、狭い領域に小銀河が密集していて、衝突も頻繁にあり、スターバーストが起きて今よりも遥かに銀河は活動的だった、星の核融合で作られた重元素も銀河間に多くばらまかれたと考えられる。m
銀河フィラメント（銀河が密集する網目）
広島大学大学院理学研究科のNorbert Werner氏らの研究チームはX線天文衛星「すざく」で、10個の近傍銀河団の観測データを解析したところ、すべての銀河団の外縁部にある高温プラズマ中の"鉄"の含有率が太陽の1/3ほどで均一だとわかった。
X線天文衛星「すざく」：現在は観測を終了している（JAXA）
銀河団という大きな領域で均一なのは、初期銀河の集まりの段階で非常に多くの超新星爆発があり、銀河風が重元素をまき散らし、混ざり合って銀河間が満たされたと推測されている、銀河同士が離れた時期であれば、物質の含有率は偏りがあるはずだ。
お馴染みの近傍銀河M82などは密集状態ではないものの、そんな頃の銀河の様子を今も見せているのかもしれない、
M82（1200万光年）：左、X線、可視光線、赤外線の合成画像（NASA）
近くにある銀河M81の重力の影響で活動銀河となっているらしいが、銀河の上下に激しい銀河風を噴き出している、初期銀河は密集し合い、もっと活発だったと思われる、
先般は活動銀河の銀河風の中でも星が誕生して、一緒に噴き出されているという話を書いた、
銀河風の中で生れる星
初期銀河でもこれが起きたら、近接したいずれかの銀河に取り込まれそうだ？
ご覧いただき、ありがとうございました。
銀河フィラメント（銀河が密集する網目）
広島大学大学院理学研究科のNorbert Werner氏らの研究チームはX線天文衛星「すざく」で、10個の近傍銀河団の観測データを解析したところ、すべての銀河団の外縁部にある高温プラズマ中の"鉄"の含有率が太陽の1/3ほどで均一だとわかった。
X線天文衛星「すざく」：現在は観測を終了している（JAXA）
銀河団という大きな領域で均一なのは、初期銀河の集まりの段階で非常に多くの超新星爆発があり、銀河風が重元素をまき散らし、混ざり合って銀河間が満たされたと推測されている、銀河同士が離れた時期であれば、物質の含有率は偏りがあるはずだ。
お馴染みの近傍銀河M82などは密集状態ではないものの、そんな頃の銀河の様子を今も見せているのかもしれない、
M82（1200万光年）：左、X線、可視光線、赤外線の合成画像（NASA）
近くにある銀河M81の重力の影響で活動銀河となっているらしいが、銀河の上下に激しい銀河風を噴き出している、初期銀河は密集し合い、もっと活発だったと思われる、
先般は活動銀河の銀河風の中でも星が誕生して、一緒に噴き出されているという話を書いた、
銀河風の中で生れる星
初期銀河でもこれが起きたら、近接したいずれかの銀河に取り込まれそうだ？
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category: 宇宙・天体
低質量星の脅威
2017/07/07 Fri. 08:33 [edit]
これまで、系外惑星が多く発見され、ハビタブルゾーンにあるらしいものも見つかっている、特に赤色矮星を廻る地球サイズの惑星が幾つも見つかり、生命の存在も期待されて、ここでも取り上げてきたが、またちょっと翳りのさす情報が入ってきた。
NASAゴダード宇宙飛行センターのChristina Kay氏らの研究チームが、低質量星でハビタブルゾーンが中心に近い惑星系を想定し、中心星からのコロナ質量放出（CME）による影響を調べたところ、低質量星は磁場が強く、CMEが非常に激しいらしい。
近距離にある惑星が"仮に磁気圏を持っていた"としても、それがCMEの圧力で縮小し、大気が露出して剥ぎ取られることになる、大気がなくなれば、水もなくなる。
防御層を失った惑星表面は中心星の放つＸ線の直撃を受ける、ということだ。
強いCMEによって大気が剥ぎ取られる想像図（資料：Ron Miller）
今回モデルにしたのは、系外惑星が見つかっている低温の星ペガスス座V374だそうで、太陽系のCMEの情報を当てはめて考えられた、要するに中心星が低温で小さく、ハビタブルゾーンも中心星に近過ぎるのは、生命にとって適さない惑星だということになる。今回は「低質量星」という表現で「赤色矮星」とは表記されていないようだが、同じことと思われる。
参考：太陽系と赤色矮星「TRAPPIST-1」のハビタブルゾーン（緑色）比較
4月に取り上げた、系外惑星「プロキシマb」の環境予測 でも、過酷な環境らしいことを取り上げたが、今回は大気が剥ぎ取られるという脅威が加わった。
プロキシマb地上の想像図：やはりこのようなの景色は望めないのか？
大気があるかないかくらい、やがてJWSTなどでわかるかもしれない。
地球は太陽に対し十分に距離のあるハビタブルゾーンである、マントル対流があり、磁場を持ち、太陽フレアなどから守るバリアもある、程良く傾いて自転している等々、挙げればきりがないほど奇跡的に好条件が揃っている。
ご覧いただき、ありがとうございました。
NASAゴダード宇宙飛行センターのChristina Kay氏らの研究チームが、低質量星でハビタブルゾーンが中心に近い惑星系を想定し、中心星からのコロナ質量放出（CME）による影響を調べたところ、低質量星は磁場が強く、CMEが非常に激しいらしい。
近距離にある惑星が"仮に磁気圏を持っていた"としても、それがCMEの圧力で縮小し、大気が露出して剥ぎ取られることになる、大気がなくなれば、水もなくなる。
防御層を失った惑星表面は中心星の放つＸ線の直撃を受ける、ということだ。
強いCMEによって大気が剥ぎ取られる想像図（資料：Ron Miller）
今回モデルにしたのは、系外惑星が見つかっている低温の星ペガスス座V374だそうで、太陽系のCMEの情報を当てはめて考えられた、要するに中心星が低温で小さく、ハビタブルゾーンも中心星に近過ぎるのは、生命にとって適さない惑星だということになる。今回は「低質量星」という表現で「赤色矮星」とは表記されていないようだが、同じことと思われる。
参考：太陽系と赤色矮星「TRAPPIST-1」のハビタブルゾーン（緑色）比較
4月に取り上げた、系外惑星「プロキシマb」の環境予測 でも、過酷な環境らしいことを取り上げたが、今回は大気が剥ぎ取られるという脅威が加わった。
プロキシマb地上の想像図：やはりこのようなの景色は望めないのか？
大気があるかないかくらい、やがてJWSTなどでわかるかもしれない。
地球は太陽に対し十分に距離のあるハビタブルゾーンである、マントル対流があり、磁場を持ち、太陽フレアなどから守るバリアもある、程良く傾いて自転している等々、挙げればきりがないほど奇跡的に好条件が揃っている。
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category: 宇宙・天体
小惑星衝突ミッション
2017/07/05 Wed. 10:58 [edit]
過去には地球に、恐竜ほか多くの種を絶滅させた小惑星衝突があったのは事実、現在わかっているだけで、直径1km以上の近地球小惑星が1000個はあるそうだ、それ以下の小さな小惑星はほとんどわかっていないが、はるかに多いだろう。
観測網を強化させるのも重要だが、いざ、地球に重大な被害を与える軌道をとる小惑星が見つかった際の対応策の一歩として、NASAとESAが2022年に実験を行う予定なのがミッション「AIDA」：Asteroid Impact & Deflection Assessment である。
ESA
「DART」と名付けた宇宙船を小惑星「ディディモス」の衛星「ディディムーン」に送り、DARTを衝突させる、という計画。
*DARTはDouble Asteroid Redirection Test（二重小惑星リダイレクション試験）の頭文字で、上手く"投げ矢"になっている、連発撃ちなら"Darts"^^
*ディディモス（直径750m、岩石質とわかっている）
*ディディムーン（直径160m、12時間でディディモスを一周している、岩石質かどうかはわかっていない）
ナビゲーション，誘導システムで正確に中心を狙う、この小天体に対しインパクタとしてのDARTの質量は微小なものだが、秒速6km程の高速で衝突させ、僅かでも、軌道をずらすことができるかを調べるようだ。物体の運動量は質量×速度なので、速度で質量不足を補える。
ESA：動画
you tube:Asteroid Impact Mission
この二重小惑星が選ばれたのは、単独小惑星では軌道の変化を測ることが困難だが、二重小惑星なら相対的位置変化で測れるからだそうだ。
今までにもこうした危険な小天体回避のアイデアはいろいろ聞いた、小天体にイオンエンジン・ロケットを着床させ、徐々に押して軌道をずらす、というのもあったが、着床させるのがまず困難だし、できたとしても、大抵の小天体は自転しているようで、ロケットの噴射方向が定まらない；粉々に粉砕するような爆破も無理だろうし、早い段階でちょっとだけ「玉突き」、というのは単純で一番有効な方法かもしれない、
ディディムーンが岩石か、硬い氷か、スカスカ状態か、いずれであってもインパクタが突き抜けないかぎり、運動エネルギーは受け取るはず、ただ変形や熱などに変わる損失があるかも？
先々に向けて有効な結果が得られることに期待したい。
ご覧いただき、ありがとうございました。
観測網を強化させるのも重要だが、いざ、地球に重大な被害を与える軌道をとる小惑星が見つかった際の対応策の一歩として、NASAとESAが2022年に実験を行う予定なのがミッション「AIDA」：Asteroid Impact & Deflection Assessment である。
ESA
「DART」と名付けた宇宙船を小惑星「ディディモス」の衛星「ディディムーン」に送り、DARTを衝突させる、という計画。
*DARTはDouble Asteroid Redirection Test（二重小惑星リダイレクション試験）の頭文字で、上手く"投げ矢"になっている、連発撃ちなら"Darts"^^
*ディディモス（直径750m、岩石質とわかっている）
*ディディムーン（直径160m、12時間でディディモスを一周している、岩石質かどうかはわかっていない）
ナビゲーション，誘導システムで正確に中心を狙う、この小天体に対しインパクタとしてのDARTの質量は微小なものだが、秒速6km程の高速で衝突させ、僅かでも、軌道をずらすことができるかを調べるようだ。物体の運動量は質量×速度なので、速度で質量不足を補える。
ESA：動画
you tube:Asteroid Impact Mission
この二重小惑星が選ばれたのは、単独小惑星では軌道の変化を測ることが困難だが、二重小惑星なら相対的位置変化で測れるからだそうだ。
今までにもこうした危険な小天体回避のアイデアはいろいろ聞いた、小天体にイオンエンジン・ロケットを着床させ、徐々に押して軌道をずらす、というのもあったが、着床させるのがまず困難だし、できたとしても、大抵の小天体は自転しているようで、ロケットの噴射方向が定まらない；粉々に粉砕するような爆破も無理だろうし、早い段階でちょっとだけ「玉突き」、というのは単純で一番有効な方法かもしれない、
ディディムーンが岩石か、硬い氷か、スカスカ状態か、いずれであってもインパクタが突き抜けないかぎり、運動エネルギーは受け取るはず、ただ変形や熱などに変わる損失があるかも？
先々に向けて有効な結果が得られることに期待したい。
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category: 宇宙・天体
超新星爆発の原動力はニュートリノ
2017/07/04 Tue. 08:48 [edit]
先日のベテルギウスの件にも関連しているが、m
6月28日の情報で、大質量星の最後、超新星（以下、SN）爆発の物理的プロセスについて理化学研究所とマックスプランク天体物理学研究所がSNの残骸である「カシオペア座A」（11000光年）をモデルとして、コンピューターシミュレーションで再現した。
カシオペア座A：可視光で捉えたHST画像（中性子星は見えない）
同：可視光（黄）に加え、スピッツァー宇宙望遠鏡による赤外線（赤）とチャンドラ宇宙望遠鏡によるX線（青）画像の合成、中心の青い点が中性子星。
順序としては、晩年を迎えた大質量星の中心核が太陽質量の約1.5倍に達すると、まず中性子星が作られる、このとき大量のニュートリノが発生し、莫大なエネルギーを放出（温度は約5000億℃）、周囲のガスを超高温に熱する、このガスの動きが激しくなって爆発に至る、ニュートリノは大量のエネルギーを運ぶ役割をするそうだ。
周囲のガスは煮え立つように動きが激しいので、爆発力は均等にならず、非対象（非球状）に衝撃が拡がる、星内部で核融合で出来た重元素、および爆発時の超高温で出来た放射性チタン、放射性ニッケルなどが吹き飛ばされる、中心にあった中性子星は爆発の中心にあるとは限らず、重い物質が多い側と反対方向へ押し出される、逆に言うと中性子星に"蹴られた側"に重い放射性物質が多く集まり、非対象性が顕著になるそうだ。
カシオペア座Aは1680年頃に爆発が見えただろうと推測されるが、他のSN残骸と同じように爆風による残骸物質の拡がりは不均等だ。
→ 拡大
上図：ニュートリノ駆動超新星爆発の3次元シミュレーションによる放射性ニッケルの時間経過画像、爆発の開始直後（3.25秒）から非対称性が顕著になる（6236秒）までの非球形分布を示す、 各画像に示された色は、下のスケールに従った爆風の速度を表す。
上図：青の部分は主に放射性ニッケルが放射性崩壊した鉄である、黄色の×印は爆発時に中性子星があった位置、白の×印は現在の位置で矢印の方向へ移動している。
理化学研究所記事
大マゼラン雲の「SN1987A」のときも爆発が光で観測される前にニュートリノが観測されていた、星の外層に爆発が至る前に中心の中性子星が放ったニュートリノが光と殆ど同じ速度で届いていた。カシオペア座Aのシミュレーションからも、中性子星が爆発の中心に鎮座しているのは考えにくい気がする、大なり小なり動く?;
ご覧いただき、ありがとうございました。
6月28日の情報で、大質量星の最後、超新星（以下、SN）爆発の物理的プロセスについて理化学研究所とマックスプランク天体物理学研究所がSNの残骸である「カシオペア座A」（11000光年）をモデルとして、コンピューターシミュレーションで再現した。
カシオペア座A：可視光で捉えたHST画像（中性子星は見えない）
同：可視光（黄）に加え、スピッツァー宇宙望遠鏡による赤外線（赤）とチャンドラ宇宙望遠鏡によるX線（青）画像の合成、中心の青い点が中性子星。
順序としては、晩年を迎えた大質量星の中心核が太陽質量の約1.5倍に達すると、まず中性子星が作られる、このとき大量のニュートリノが発生し、莫大なエネルギーを放出（温度は約5000億℃）、周囲のガスを超高温に熱する、このガスの動きが激しくなって爆発に至る、ニュートリノは大量のエネルギーを運ぶ役割をするそうだ。
周囲のガスは煮え立つように動きが激しいので、爆発力は均等にならず、非対象（非球状）に衝撃が拡がる、星内部で核融合で出来た重元素、および爆発時の超高温で出来た放射性チタン、放射性ニッケルなどが吹き飛ばされる、中心にあった中性子星は爆発の中心にあるとは限らず、重い物質が多い側と反対方向へ押し出される、逆に言うと中性子星に"蹴られた側"に重い放射性物質が多く集まり、非対象性が顕著になるそうだ。
カシオペア座Aは1680年頃に爆発が見えただろうと推測されるが、他のSN残骸と同じように爆風による残骸物質の拡がりは不均等だ。
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上図：ニュートリノ駆動超新星爆発の3次元シミュレーションによる放射性ニッケルの時間経過画像、爆発の開始直後（3.25秒）から非対称性が顕著になる（6236秒）までの非球形分布を示す、 各画像に示された色は、下のスケールに従った爆風の速度を表す。
上図：青の部分は主に放射性ニッケルが放射性崩壊した鉄である、黄色の×印は爆発時に中性子星があった位置、白の×印は現在の位置で矢印の方向へ移動している。
理化学研究所記事
大マゼラン雲の「SN1987A」のときも爆発が光で観測される前にニュートリノが観測されていた、星の外層に爆発が至る前に中心の中性子星が放ったニュートリノが光と殆ど同じ速度で届いていた。カシオペア座Aのシミュレーションからも、中性子星が爆発の中心に鎮座しているのは考えにくい気がする、大なり小なり動く?;
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category: 宇宙・天体
