宇宙塵は、宇宙空間に浮かぶ小さな固体粒子です。ところが同じ太陽系内の塵でも、ある時期には明るく目立ち、別の時期には目立たなくなったり、可視光と赤外線でまったく違う姿に見えたりします。
宇宙塵の見え方が彗星活動・観測方向・波長で変わるのは、塵そのものの量や分布が時間的に変化する場合と、同じ塵を見ていても太陽光の当たり方や視線方向、観測波長によって明るさの現れ方が変わる場合があるからです。「塵が増えた」のか「同じ塵が明るく見えただけなのか」を分けて考えることが重要です。
まず宇宙塵はどうやって見つけるのか
宇宙塵は非常に小さく、一粒ずつ遠くから直接見ることは難しいため、主に三つの方法で調べます。
一つ目は、塵が太陽光を散乱して生じる光を測る方法です。太陽系内の惑星間塵による散乱光は「黄道光」として観測されます。
二つ目は、塵が太陽光を吸収して温まり、その熱を赤外線として放射するのを観測する方法です。
三つ目は、探査機に搭載したダスト検出器で粒子の衝突を直接測る方法です。JAXA宇宙科学研究所は、光学観測、ダスト計測器、サンプル捕集を宇宙塵研究の主要な手法として整理しています。
この三つは同じ「宇宙塵」を調べていますが、測っている物理量が違うため、得られる見え方も同じではありません。
黄道光は宇宙塵が反射した太陽光
太陽系内には、彗星活動や小惑星衝突などで生まれた惑星間塵が広く分布しています。
JAXAの「はやぶさ2」拡張ミッションでは、光学航法カメラONC-Tを使い、惑星間塵が太陽光を散乱して生じる黄道光を観測しています。画像の中で恒星などを除き、暗い空の背景光を測ることで、惑星間塵の分布を調べます。
つまり黄道光の明るさは、目の前にある一個の塵の明るさではありません。観測者から見た一本の視線上に存在する多数の塵が散乱した光を、まとめて測った値です。
この「視線方向に重なった光の合計」という性質が、観測条件による見え方の違いを生みます。
観測方向が違うと黄道光の明るさが変わる
惑星間塵は太陽系内に完全に一様に分布しているわけではありません。黄道面付近に多く、太陽からの距離によって密度も変わります。
そのため、どの方向を見るかによって視線上を通る塵の量が変わります。黄道面に近い方向では多くの塵を通過しやすく、黄道面から大きく離れた方向では少なくなります。
NASAのIRASデータ解析でも、黄道光の赤外線放射は黄道面付近に集中し、観測方向や太陽離角によって明るさが変化することが示されています。
つまり、同じ時刻に同じ宇宙塵雲を見ていても、望遠鏡を向ける方向が違えば明るさは変わります。
地球の公転によって同じ空の方向でも背景が変わる
観測者である地球自身も、太陽のまわりを一年かけて公転しています。
そのため、同じ赤経・赤緯の天体を別の季節に観測すると、地球が惑星間塵雲の中で別の位置に移動しています。視線が通る塵の分布や太陽との幾何関係も変わります。
NASAの黄道光モデルでは、同じ天球方向でも観測時期によって黄道光レベルが変化するため、暗い天体を観測するときには観測月や太陽からの見かけの距離を考慮する必要があるとされています。
この場合、宇宙塵が短期間に大量発生したわけではなく、観測者の位置が変わったために同じ塵雲の見え方が変化しています。
太陽との角度によって散乱光の強さも変わる
塵粒子は、どの方向へも同じ強さで太陽光を散乱するとは限りません。
粒子の大きさや形、組成によって、前方へ強く散乱する場合や、特定の角度で散乱光が強くなる場合があります。
そのため、観測者・塵・太陽の位置関係が変わると、同じ量の塵があっても受け取る散乱光の強さが変わります。
黄道光の観測で太陽離角や観測方向が重要なのは、視線上の塵の量だけでなく、散乱角によって一粒あたりの明るさも変わるからです。
彗星は太陽へ近づくと塵の放出量が増える
一方、見え方の変化が「観測条件だけ」ではなく、塵そのものの量の変化を反映する場合もあります。
彗星は氷と塵を含む天体です。太陽へ近づくと表面や内部の氷が加熱されて昇華し、ガスが流れ出します。そのガスが塵粒子を引きずり出すことで、核の周囲にコマやダストテイルが形成されます。
ESAのRosetta観測では、67P/チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星が太陽へ近づくにつれて塵の流出が増加し、コマが発達する様子が記録されています。
この場合は、観測方向が同じでも、実際に彗星周辺へ供給される塵の量が増えているため明るさが変化します。
彗星活動には日周変化や季節変化もある
彗星活動は、単純に「太陽から何km離れているか」だけで決まるわけではありません。
彗星自身が自転しているため、日照を受ける場所が時間とともに変わります。さらに自転軸が傾いていれば、公転に伴って北半球・南半球の日照条件が大きく変化します。
ESAは67Pについて、自転軸の傾きによる強い季節性があり、近日点付近の短い南半球の夏に活発な物質移動が起こると説明しています。
そのため彗星の塵放出量は、数時間の自転スケールでも、数か月から数年の季節スケールでも変化します。
小惑星衝突でも新しい塵が一時的に増える
惑星間塵の供給源は彗星だけではありません。小惑星どうしが衝突すると、細かな破片や塵が大量に生まれることがあります。
こうした衝突で生じた塵は、時間とともに軌道上へ広がり、ダストバンドや局所的な濃淡を作ることがあります。
NASAのIRAS観測では、主小惑星帯に対応する複数の黄道ダストバンドが発見され、その起源として小惑星衝突が考えられています。
つまり宇宙塵の分布は完全な定常状態ではなく、天体の活動や衝突によって供給され、時間をかけて広がりながら変化しています。
可視光では「散乱光」、赤外線では「熱放射」を見ている
観測波長によって宇宙塵の見え方が変わる最大の理由は、見ている物理現象が違うことです。
可視光や近赤外線では、塵が太陽光を反射・散乱した光が主に見えます。
一方、中間赤外線や遠赤外線では、太陽光を吸収して温まった塵自身の熱放射を観測します。
JAXAの赤外線天文衛星「あかり」では、惑星間塵が太陽系内の主要な赤外線観測対象の一つとして扱われています。
同じ塵雲でも、可視光では散乱の強さが目立ち、赤外線では温度と放射効率が目立つため、画像の模様や明るさ分布が違って見えるのです。
太陽からの距離で塵の温度が変わる
赤外線で観測する場合、塵の温度が重要です。
一般に太陽へ近い塵ほど強い日射を受けて高温になり、太陽から遠い塵ほど低温になります。温度が変われば、もっとも強く放射する赤外線の波長も変化します。
NASAのIRASによる黄道塵モデルでは、惑星間塵の温度が太陽からの距離に応じて低下することがモデル化されています。
そのため、同じ密度の塵でも太陽に近い領域と遠い領域では赤外線の明るさが違い、観測する波長によって強調される領域も変わります。
粒径によって散乱・放射の効率が違う
宇宙塵はすべて同じ大きさではありません。
粒子の大きさが観測波長と近いか、それより十分小さいか大きいかによって、光をどの程度散乱・吸収・放射するかが変わります。
たとえば可視光では特定サイズの粒子が効率よく散乱していても、長い赤外線では別のサイズの粒子の熱放射が重要になる場合があります。
そのため、波長を変えることは単に「色を変える」ことではありません。塵の粒径分布のうち、どの成分へ強く感度を持つかを変えることでもあります。
光学観測は視線方向の塵を重ねて見ている
JAXA宇宙科学研究所は、黄道光の光学観測では、手前の塵と奥の塵による散乱光が視線方向に重なって観測されるため、どこにどれだけ塵があるかを一枚の画像だけで分離するのは難しいと説明しています。
これは宇宙塵観測の重要な特徴です。
ある方向が明るく見えても、その近くに非常に濃い塵雲があるとは限りません。長い視線の途中に少しずつ塵が存在し、その光が積み重なって明るくなっている場合もあります。
そのため「明るさ」と「局所的な密度」は同じ量ではありません。
探査機が移動すると三次元分布を調べやすくなる
地球付近から黄道光を見ると、観測地点がほぼ同じため、視線上に重なった塵を三次元的に分離するのが難しくなります。
そこで「はやぶさ2」は、地球から離れて惑星間空間を航行しながら黄道光を長期間観測しました。
JAXA宇宙科学研究所は、この観測によって、地球近傍からの観測では得にくい内惑星領域の惑星間塵分布を測定することに成功したと報告しています。
観測者自身が移動して視点を変えることで、同じ塵雲を異なる方向から見られるため、三次元分布を推定しやすくなります。
同じ画像でも背景除去の方法で塵の明るさが変わる
宇宙塵の散乱光や赤外線放射は非常に淡いことが多く、背景光との分離が必要です。
画像には恒星、銀河、天の川、検出器ノイズ、迷光などが含まれます。黄道光を測るには、これらを適切に除去して空の拡散光を取り出さなければなりません。
JAXAの「はやぶさ2」黄道光観測でも、星が写っていない暗い領域の明るさを使い、カメラ感度や背景成分を考慮して黄道光を抽出しています。
したがって、二つの観測結果を比較するときは、観測方向・波長だけでなく、背景除去や校正方法も確認する必要があります。
実際の塵量変化と「見かけの変化」を分ける
宇宙塵の見え方が変わったとき、原因は大きく二つに分けられます。
一つは宇宙塵そのものの量や分布が実際に変わった場合です。彗星活動、小惑星衝突、粒子の軌道変化などが該当します。
もう一つは同じ塵分布でも観測条件によって明るさが変わった場合です。地球の公転、観測方向、太陽離角、散乱角、波長、背景除去などが含まれます。
この二つを区別しないと、「黄道光が明るくなったから塵が増えた」と単純に結論づけてしまう可能性があります。
宇宙塵を比較するときは5つを確認する
異なる宇宙塵観測を比較するときは、五つの条件を見ると分かりやすくなります。
第一は観測時刻です。彗星活動や地球の公転によって条件が変わります。
第二は観測方向です。黄道面との角度、太陽離角、視線上の塵量を確認します。
第三は観測波長です。散乱光を見ているのか、熱放射を見ているのかを区別します。
第四は観測地点です。地球近傍か、惑星間空間を航行する探査機かで視線の重なり方が変わります。
第五はデータ処理です。恒星や銀河、背景光をどのように除去したかを確認します。
この五つをそろえることで、塵そのものが変化したのか、見え方だけが変化したのかを判断しやすくなります。
まとめ
宇宙塵の見え方が彗星活動・観測方向・波長で変わるのは、宇宙塵が時間的にも観測的にも一様ではないからです。
彗星は太陽へ近づくと氷の昇華が活発になり、塵の放出量が増えます。自転や季節によって活動場所が変わることもあります。小惑星衝突でも新しい塵が供給されます。
一方、惑星間塵の黄道光は、観測方向に重なった多数の塵が散乱する太陽光の合計です。地球が公転すれば同じ天球方向でも視線条件が変わり、太陽との角度によって散乱光の強さも変化します。
さらに可視光では主に散乱光、赤外線では塵の熱放射を見るため、波長を変えると強調される粒子や領域も変わります。
したがって「宇宙塵が明るくなった」ときには、実際に塵が増えたのか、観測者の位置や方向、波長によって明るく見えただけなのかを分けて考えることが重要です。宇宙塵の観測は、粒子そのものだけでなく、光がどのように塵と相互作用し、どの方向から観測されたかを読み解く研究でもあるのです。
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主な参考資料
- JAXA はやぶさ2プロジェクト「『はやぶさ2』の光学カメラで惑星間塵の謎に迫る」
- JAXA 宇宙科学研究所「『はやぶさ2#』の旅路から、惑星間塵の分布の検出に成功」
- NASA GSFC「Zodiacal Dust Cloud Modeling Using IRAS Data」
- ESA「Getting to know Rosetta’s comet」
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