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太陽系12天体の重力を比較

Posted by moonrainbow on 01.2021 科学   0 comments   0 trackback
太陽系12天体の重力を比較 同じ高さから物体を落とすと…?

太陽系の天体の抽象的な画像
【▲ 太陽系の天体の抽象的な画像(Credit: Shutterstock)】

みなさんは「9.8」という数字を見て何を思い浮かべますか?

「理系」志望や「理系」出身の方ならば、「重力加速度」を思い浮かべる人が多いのではないでしょうか。学生時代に「重力加速度」という言葉といっしょに「9.8」という数字を闇雲に記憶させられた思い出がよみがえってくる人もいるかもしれません。

重力加速度とは重力が物体に及ぼす加速度のことで、ここでは「重力の大きさ」と言い換えておきます。また「表面重力」と呼ばれることもあります。

地球上ではその値が9.8[m/s2]なのです。月面上では1.6[m/s2]なので、月の重力は地球の1/6と習った方もいるでしょう。つまり、同じ高さから物体を落とすと、月面に届く時間が地球上よりも長くかかるということです。

ただし、重力が1/6だからといって時間が6倍かかることにはならないので注意しましょう。それは、簡単に言えば、重力“加速度”であって“速度”ではないからです


A 1 Kilometer "Ball Drop" On Solar System Bodies



こちらのアニメーションは、太陽、太陽系の8惑星、準惑星の冥王星、小惑星(現在は準惑星に分類)のケレス、月の12天体での重力加速度のちがいを表現しています。

つまり、物体(ボール)を高さ1km(1000m)から天体表面に同時に自由落下(物体に力を加えずに自然に落とすこと)させたときの様子を示しています。

空気抵抗(大気による抵抗)はなしと仮定されています。真空中では、鉄球でもリンゴでも紙片でも(物体の質量や形状に関わらず)、地上に届く時間は同じですが、実際には地球表面には大気(空気)が存在するため空気抵抗が生じます。

ここではかなり大雑把な説明をしているので、正確でわかりやすい説明はこちらをご覧ください。

天体と落下の様子を比較しながら見ていると、いろいろおもしろいことに気が付くかもしれません。例えば、天王星は地球よりもずっと大きな惑星なのに、地球より少しゆっくりとボールが引き下げられます。それは天王星の平均密度が小さいためで、表面は大部分の質量(核になっている部分)から遠く離れているからです。同様に、火星は水星のほぼ2倍の質量ですが、表面の重力は実際には同じであることがわかります。これは、水星が火星よりもはるかに密度が大きいことを示しています。

密度が大きい(半径が小さくて質量が大きい)天体ほど重力加速度が大きくなるのです。

画面上段は落下開始からの時間(t[秒])と、その時の物体の速度(v[km/時])、下段は天体名と重力加速度[m/s2]を表示しています。数値等はNASAのこちらのデータに基づいています。

天体表面の重力は天体の「自転速度」の影響も受けます。地球上の重力は北極・南極付近では強く、赤道付近では弱くなっています。それは両極に比べ赤道の方が地軸から遠いため、強い遠心力が生じ、これが地球の中心に向かって引く重力を弱める働きをして、結果的に重力加速度が小さくなるからです


こちらのアニメーションは太陽系内の惑星・準惑星の大きさと自転速度の様子を比較したものです

惑星・準惑星の大きさと自転速度の比較 (日本語版)



さらにこちらは、冒頭の動画とは逆に天体表面から「脱出速度」でロケットを打ち上げたとき、上空50kmまで到達する様子のアニメーションです

Visualization of the velocities required to escape Solar System bodies



脱出速度とは、物体が天体の重力を振り切って脱出できる最小限の速度のことです。この場合も空気抵抗がないことを前提としており、重力による引き下げが含まれますが、その影響はごくわずかです。画面上段は発射からの時間[秒]、下段は天体名と脱出速度[km/秒]を表示しています。

なお、この三つのアニメーションを作成したJames O’Donoghue(ジェームズ・オドノヒュー)博士はイギリス出身で、現在はJAXAに所属する惑星科学者です。以前はNASAのゴダードスペースフライトセンターで勤務していたとのことです


Video Credit: Dr James O’Donoghue / Shutterstock

2021-07-24
Soraeより

電子捕獲型超新星

Posted by moonrainbow on 04.2021 科学   0 comments   0 trackback
ついに発見された理論上の超新

電子捕獲反応の模式図。
電子捕獲型超新星の元となる星の内部で起こると考えられる電子捕獲反応の模式図。星の中心部に、酸素・ネオン・マグネシウムから成るコアが形成される。コアは電子の力で支えられるが、電子がマグネシウムやネオンに捕獲されるとコアが支えられなくなり爆発が起こる(提供:S. Wilkinson; Las Cumbres Observatory)

白色矮星として生涯を終える低質量星と超新星となる大質量星の分岐点に近い恒星が起こす「電子捕獲型超新星」が、理論的予測から40年近くの時を経て、初めて観測で確認された


太陽のように質量が比較的小さな恒星は寿命を迎えるとゆるやかに白色矮星へと移行するのに対して、太陽の8倍以上の質量を持つ恒星は超新星爆発を起こす。その分岐点にあたる質量の恒星は「電子捕獲型超新星」と呼ばれる特殊なメカニズムで爆発することが、東京大学の野本憲一さんたちによる理論研究により約40年前に予測されていた。しかし、このタイプの超新星が実際の観測で確認された例はなかった。

恒星は軽い元素から重い元素を作り出す核融合反応によってエネルギーを生み出しており、恒星の質量が大きいほど、より重い元素を生成する段階まで核融合が進む。質量が太陽の10倍以上であれば鉄のコア(中心核)が形成され、これがガンマ線を吸収して分解することで崩壊する「光分解型超新星」となる。

一方、太陽質量の8~10倍の場合には鉄を生成するには至らず、コアには酸素・ネオン・マグネシウムがたまる。このコアが重力で潰れないように支えているのは、狭い空間に閉じ込められた電子の圧力に他ならない。しかしコアがある程度の質量になると、マグネシウムやネオンが電子を捕獲する反応が始まり、支えを失ってコアは崩壊する。これが電子捕獲型超新星の仕組みだ


理論的に予測されたこのタイプの超新星が現実に確認できる形で出現したのは2018年3月2日で、発見したのは山形県の板垣公一さんだ(参照:「板垣さん、きりん座の銀河に超新星発見、134個目」)。発見時は約18等級だったが数週間のうちに13等台まで明るくなった(参照:「板垣さん発見の超新星2018zdが13等台に増光」)。

超新星2018zd
きりん座の銀河NGC 2146に出現した超新星2018zd(撮影:モンドシャルナさん)。画像クリックで天体写真ギャラリーのページへ

米・カリフォルニア大学サンタバーバラ校の平松大地さんを中心とする観測チームは、世界中の地上望遠鏡と宇宙望遠鏡で超新星2018zdの詳細な観測を行った。そのデータから、電子捕獲型超新星を判別する上で必要な「爆発前の天体の特定」「周辺の物質」「組成」「爆発エネルギー」「光度変化」「元素合成」という6つの基準の全てをこの超新星が満たしていることが確認された。このうち爆発前の恒星についてはハッブル宇宙望遠鏡が偶然観測しており、太陽の約8倍の質量を持っていたこともわかった。

長らく電子捕獲型超新星が見つからなかったのは、その観測的特徴が明確でなかったのも一因である。今回、電子捕獲型超新星の特徴がはっきりしたことで発見例が増えれば、正確な出現頻度もわかると期待される。その先には、白色矮星にとどまる恒星と超新星爆発を起こす恒星の境目を正確に決めるという重要な課題がある。「これほどまで電子捕獲型超新星の理論予測と一致する超新星が存在することに驚きました。恒星の進化の重要な未解決問題に決着をつける大発見であると考えています」(国立天文台 守屋尭さん)。

今回の研究では、爆発直後に超新星2018zdが発見されたこと、光度変化が観測されたことも、天体の正体を明らかにする上で重要な役割を果たしており、発見者の板垣さんと、爆発直後の詳細な明るさの変化を記録した千葉県の野口敏秀さんの貢献も非常に大きい(お二人も論文の著者に名を連ねている)。世界中の大望遠鏡で超新星探しが行われている現代においても、アマチュア天文家による発見と観測が天文学に大きなインパクトを与えていることが示された重要な成果でもある


2021年6月29日
AstroArtsより

元素の起源

Posted by moonrainbow on 10.2021 科学   0 comments   0 trackback
ビッグバンや超新星爆発の名残があなたの身体にも?

元素の起源

あなたの身体を作っている元素はどこから来たのか知っていますか?

身体の中にある水素(元素記号:原子番号=H:1)は、水の分子の中にも含まれていますが、元々はビッグバンで生まれたものです。宇宙には他に水素の供給源はありません。

体内の有機化合物の骨格である炭素(C:6)は星の内部での核融合によって作られ、酸素(O:8)も同様です。血液中などの鉄分として知られる鉄(Fe:26)の多くは、はるか昔に起きた星の超新星爆発で作られました。また、リン(P:15)や銅(Cu:29)などの元素は、私たちの体内にはわずかしか存在しませんが、生命の維持には欠かせないものです。

アクセサリーや金歯に使われている金(Au:79)は、短時間のガンマ線バーストや重力波として観測された中性子星の合体で作られたと考えられています


元素の起源の比率に応じて色分けされた周期表
【▲ 元素の起源の比率に応じて色分けされた周期表(Credit: Wikipedia: Cmglee; Data: Jennifer Johnson (OSU))】

この周期表は、プルトニウム(Pu:94)までの全元素(濃いグレーで色分けされた元素は除く)の起源に関する推測を色分けしたものです(データはオハイオ州立大学のJennifer Johnson教授の研究に基づいています)。銅のようないくつかの元素の生成場所は実際にはよく知られておらず、観測や計算による研究が続けられています。

なお、各元素の欄は10×10=100のマス目に分けられていて、その起源(由来)の比率に応じて色別に塗り分けられています(濃いグレーは除く)。

色別の意味はそれぞれ
・青色(Big Bang fusion):ビッグバン
・緑色(Dying low-mass stars):低質量星の死
・黄色(Exploding massive stars):大質量星の爆発
・ピンク(Cosmic ray fission):宇宙線による核分裂
・紫色(Merging neutron stars):中性子星の合体
・薄いグレー(Exploding white dwarfs):白色矮星の爆発
となっています。

この周期表を見ると、わたしたちの身体を作っている元素は、元をたどれば宇宙に存在している星々に由来していることは確かなことでしょう。あなたの身体の中にはビッグバンや超新星爆発の名残が存在していて、人間や生命が「星屑から生まれた」と言われる所以(ゆえん)となっています。

こちらの画像は「延髄星雲」(Medulla Nebula)と呼ばれる超新星爆発の残骸で、カシオペア座の方角にあり、地球から見たその広がりは満月ほどにもなります


超新星爆発の残骸
【▲「延髄星雲」(Medulla Nebula)と呼ばれる超新星爆発の残骸(Credit: Russell Croman)】

このような超新星爆発などから元素が作られ、その元素によって生命や人間が生まれました。そしていま、その人間の脳が宇宙の果てに「脳」のような姿をした星雲を発見しているのです。そう思うと、宇宙の輪廻のようなものを感じてしまいます。

しかし、近年、宇宙には大量の「ダークマター」などの存在が示唆されており、それが元素に基づいた物質であるかどうかは謎であり、今後の研究に委ねられています


Image Credit: Wikipedia: Cmglee; Data: Jennifer Johnson (OSU)、Russell Croman、Shutterstock

2021-06-01
Soraeより

ローマン宇宙望遠鏡(正式名称ナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡)

Posted by moonrainbow on 09.2021 科学   0 comments   0 trackback
ローマン宇宙望遠鏡はいかにしてダークエネルギーの謎に挑むのか?

ローマン宇宙望遠鏡のイラスト
【▲ NASAのローマン宇宙望遠鏡のイラスト(Credit:NASA)】

ローマン宇宙望遠鏡(正式名称ナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡)は、NASAが2020年代半ばに打ち上げを予定している次世代宇宙望遠鏡です。主鏡の口径はハッブル宇宙望遠鏡と同じ2.4m、解像度はハッブル宇宙望遠鏡と変わりませんが、視野の広さはその100倍もあり、可視光と赤外線で観測します

ローマン宇宙望遠鏡は、そのミッションの1つとして、このような優れた能力を活かして、1a型(いちえいがた)超新星爆発を観測し、ダークエネルギーの謎の解明に挑みます

■1a型超新星爆発とは?

太陽質量の1~8倍ほどの質量の恒星が、核融合の燃料を使い果たして、死を迎えると、核融合の燃えカスである炭素と酸素を主成分とする恒星のコアが剥き出しの形で残されます。これが白色矮星です。

この白色矮星はとても重力が強いです。そのため、連星があると、連星の物質が、白色矮星に引き寄せられて、白色矮星に降り積もります。こうして、白色矮星の質量が一定の限界(チャンドラセカール限界=太陽質量の1.4倍ほど)を超えると、中心部分で炭素の暴走的な核融合がおこり、白色矮星が吹っ飛びます。これが1a型超新星爆発です。

このように、1a型超新星爆発は、チャンドラセカール限界を超えると、起こるために、その明るさはほぼ一定で、標準光源として活用されています。

例えば、1a型超新星爆発を使えば、天体、例えば1a型超新星爆発が起こった銀河などまでの距離を測ることができます。光源は離れれば離れるほど暗くなるので、1a型超新星爆発の真の明るさと観測によって得られた見かけの明るさとの差から、1a型超新星爆発までの距離が計算できるのです


■1a型超新星爆発とダークエネルギーの関係とは?

不思議な事に宇宙は加速しながら誇張していることが解っています。このように宇宙を加速度的に誇張させている原因として仮定されているのがダークエネルギーです。

実にこの宇宙の68%はこのダークエネルギーで占められていると考えられています。ちなみに、普通の物質は5%、ダークマターは27%を占めています。

ところで、1a型超新星爆発ならば、そこまでの距離が解りますが、その赤方偏移を調べれば、その後退速度も解ります。

光源が遠ざかっていくとき、ドップラー効果によって、光の波長が伸びて、赤みがかります。これを赤方偏移といいます。そして、どの程度、赤方偏移しているか調べると、光源がどのくらいの速さで遠ざかっているのか解るのです。

超新星爆発が、異なった距離ごとに、どれくらいの速さで遠ざかっているのか、比較すれば、宇宙の誕生以来、宇宙の誇張の速さが、どのように変化してきたのか解ります。これは、ダークエネルギーが、宇宙の誕生以来、変化したのか、もし変化したのなら、どのように変化したのか理解することを手助けしてくれます。

ローマン宇宙望遠鏡は、その優れた能力によって、これまでになく遠くにある数千の1a型超新星爆発を発見するだろうと期待されています。

ローマン宇宙望遠鏡は、これまで観測機器の限界からあまり調査されてこなかった宇宙の誕生から40億年~120億年ほど( between about four and 12 billion years old)までにおけるダークエネルギーの宇宙の誇張への影響を詳しく調べることで、ダークエネルギーの謎を解明するための大きな手掛かりを与えてくれるのではないかと期待されています


Image Credit: NASA

2021-05-31
Soreより

天の川銀河で最も古い星の年代測定に成功

Posted by moonrainbow on 01.2021 科学   0 comments   0 trackback
「星震学」と分光法の組み合わせにより

1億5000万個の恒星の分布を描いた図
【▲ESAのガイア衛星によるデータに基づいて、天の川銀河に含まれる1億5000万個の恒星の分布を描いた図。オレンジ色と黄色の部分は恒星が多く集まっている場所を示しており、そのほとんどは赤色巨星です。(Credit:ESA/Gaia/DPAC, A. Khalatyan(AIP) & StarHorse)】

科学者たちは、星の振動の観測データと、その化学組成に関する情報を組み合わせることにより、私たちの銀河で最も古い星のいくつかを前例のない精度で年代測定することに成功しました

バーミンガム大学(University of Birmingham)の研究者が率いるチームは、約100個の赤色巨星を調査し、これらのいくつかは元々、その歴史の初期に天の川銀河と衝突したガイア・エンケラドス(Gaia-Enceladus)と呼ばれる伴銀河の一部であると判断できました。 。

「Nature Astronomy」誌に発表された結果によると、調査された星のグループがすべて同じような年齢であるか、天の川銀河の中で誕生したことが知られている星の大多数よりわずかに若いことが明らかになりました。これは、ガイア・エンケラドス銀河(「ガイア・ソーセージ:Gaia Sausage」としても知られています)との衝突が起こったときに、天の川銀河がすでにかなり多くの星を形成し始めていたことを示唆する既存の理論を裏付けています


仮想の惑星から見た夜空の想像
【▲ 100億年前の天の川銀河のような、若い銀河の中にある仮想の惑星から見た夜空の想像図。ピンク色のガス雲の中には生まれたばかりの星があり、青白い若い星団が夜空に散らばっています。(Credit:NASA / ESA / Z。Levay(STScI))】

衝突するまでに、天の川銀河はすでに効率的に星を形成していて、そのほとんどは現在、銀河を構成する2つの円盤(銀河円盤)の1つである厚い円盤内にあります。銀河円盤は、比較的新しい星からなる薄い円盤と比較的古い星からなる厚い円盤を重ね合わせた構造になっています

渦巻銀河の構造の概略を図示したもの
【▲最も身近な渦巻銀河である銀河系(天の川銀河)を例にとって、渦巻銀河の構造の概略を図示したもの。(左)円盤正面から見た構造、(右)円盤側面から見た構造。(Credit:天文学辞典(日本天文学会))】

この論文の筆頭著者であるバーミンガム大学の物理学・天文学部のJosefina Montalbán氏は次のように述べています。「現在、私たちが天の川で観測できる星の化学組成、位置、動きには、天の川銀河の起源に関する貴重な情報が含まれています。これらの星がいつ、どのようにして作られたのかを知ることで、ガイア・エンケラドス銀河が天の川銀河と合体したことが、銀河の進化にどのような影響を与えたのかを理解することができるようになります」

計算を行う際、研究チームはケプラー衛星からの「星震学」(Asterochonometry)データ、ガイア衛星およびAPOGEE機器(APOGEE instruments:センサー機器)からのデータを組み合わせて使用​​しました。3つすべては、科学者が天の川銀河の星をマッピングして特徴づけるのに役立つデータを収集するように設定されています。

星震学は比較的新しい技術であり、星の自然な振動モードの相対的な周波数と振幅を測定するものです。これにより、科学者は星のサイズと内部構造に関する情報を収集することができ、星の年齢を正確に推定することができます。

今回の研究では、各々の星の脈動の特性を平均化したものではなく、個々の振動モードの情報を用いています。分光法と星震学を組み合わせることで、星の化学組成を測定することができます。

論文の共著者であるボローニャ大学(University of Bologna)のAndrea Miglio教授は、次のように述べています。「星震学と分光法を組み合わせることで、個々の非常に古い星の正確な相対年齢を得ることができるという大きな可能性を示しました。これらの測定結果は、私たちの銀河系の初期の姿をより鮮明にするものであり、銀河系の天文考古学(Galactic archeoastronomy)に明るい未来をもたらすものです」


Image Credit:ESA/Gaia/DPAC, A. Khalatyan(AIP) & StarHorse)、NASA / ESA / Z。Levay(STScI)、天文学辞典(日本天文学会)

2021-05-23
Soraeより
 

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