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フミのミクラマ二『一二三解読・太陽の検証・文(ふみ)の御蔵』

フミのミクラマ二

一二三神示

「天」太陽の投稿記事

『終末と太陽の検証』

<最近、惑星Xが再度話題になってきたようですが・・・!惑星X!何処にいるのだろう?その2>
天空編11801~11803

http://slicer93.real-sound.net/0-hl-space-11801.html
(2010/12/23)

太陽(ミロク)さんのメール

<最近、惑星Xが再度話題になってきたようですが・・・!惑星X!何処にいるのだろう?その2>

コメント=====0~7=======

【黄道座標】についてどのように定義されているか見てみよう。

それは 0項に示すがごとく次ぎのようである。

「黄道と春分点とを基準にして、天球上の天体の位置を表す座標。

黄道から北にプラス九〇度まで、南にマイナス九〇度まで測って黄緯とし、春分点から黄道に沿って東回りに三六〇度まで測って黄経とする。 」

従って、北極の真上に延ばした天球上の点は、「天の北極」で、この点で、赤緯+90度で、反対に南極点の天球上への延長が、「天の南極」で、この天で、赤緯-90度となります。

赤経の方は、「春分点」を0時とし、そこから、天の赤道上で、東回りに15度づつを1時間として、全天360度を、24時間に分けて、地球上の経線に対応する、天の赤経線を考え、赤経の値と赤緯の値で、天球上の天体などの位置を指定するのが、「赤経・赤緯」座標です。

そうすると、黄道座標系の春分は 0度(0時=24時)、夏至は 90度(6時)、秋分は 180度(12時)、冬至は 270度(18時)で、詳細はつぎのようになる。

2006年の春分:2006年3月21日(時刻:03:26 太陽黄経:0度)

2007年の春分:2007年3月21日(時刻:09:07 太陽黄経:0度)

2008年の春分:2008年3月20日(時刻:14:48 太陽黄経:0度)

2009年の春分:2009年3月20日(時刻:20:44 太陽黄経:0度)

2010年の春分:2010年3月21日(時刻:02:32 太陽黄経:0度)

2006年の夏至:2006年6月21日(時刻:21:26 太陽黄経:90度)

2007年の夏至:2007年6月22日(時刻:03:06 太陽黄経:90度)

2008年の夏至:2008年6月21日(時刻:08:59 太陽黄経:90度)

2009年の夏至:2009年6月21日(時刻:14:45 太陽黄経:90度)

2010年の夏至:2010年6月21日(時刻:20:28 太陽黄経:90度)

2011年の夏至:2011年6月21日(時刻:17:17 太陽黄経:90度)

2006年の秋分:2006年9月23日(時刻:13:03 太陽黄経:180度)

2007年の秋分:2007年9月23日(時刻:18:51 太陽黄経:180度)

2008年の秋分:2008年9月23日(時刻:00:44 太陽黄経:180度)

2009年の秋分:2009年9月23日(時刻:06:19 太陽黄経:180度)

2010年の秋分:2010年9月23日(時刻:12:09 太陽黄経:180度)

2006年の冬至:2006年12月22日(時刻:09:22 太陽黄経:270度)

2007年の冬至:2007年12月22日(時刻:15:08 太陽黄経:270度)

2008年の冬至:2008年12月21日(時刻:21:04 太陽黄経:270度)

2009年の冬至:2009年12月22日(時刻:02:47 太陽黄経:270度)

2010年の冬至:2010年12月22日(時刻:08:38 太陽黄経:270度)

----春分------秋分-----

2005年 3月20日 日曜日 9月23日 金曜日

2006年 3月21日 火曜日 9月23日 土曜日

2007年 3月21日 水曜日 9月23日 日曜日

2008年 3月20日 木曜日 9月23日 火曜日

2009年 3月20日 金曜日 9月23日 水曜日

2010年 3月21日 日曜日 9月23日 木曜日

2011年 3月21日 月曜日 9月23日 金曜日

2012年 3月20日 火曜日 9月22日 土曜日

2013年 3月20日 水曜日 9月23日 月曜日

2014年 3月21日 金曜日 9月23日 火曜日 以上のようになる。

そして、その日にちのズレの範囲は 2日以内であることが理解できると思う。

何故、このような日にちの詳しいデ-タが必要になるかと言えば、噂の 2012年12月21日または22日というのが、冬至であることである。

この物理的な意味は 地球の自転軸の傾斜が、南極側が太陽に、北極側が外宇宙に、傾いた関係になっているということである。

このことは 四季の発生する原因と地軸の傾斜の関係として、理科で習う事実です。

惑星Xの軌道推算で難しいのは その軌道が黄道面に対してほぼ垂直であると考えられるが、その長周期の公転面の角度が分かり難いところである。

しかし、惑星Xが最接近するというは 「太陽-地球-惑星X」とほぼ直列の関係にあることが条件となると考えられるので、垂直軸Zの座標はさておいて、「夏至-冬至」の面・太陽黄道経度が90度-270度の面上を軌跡を描くことになる

下記は 冬至の詳しい日付である。

 
年    日本日時(UT) 
2001年 12月21日19:21
2002年 12月22日01:14
2003年 12月22日07:03
2004年 12月21日12:41
2005年 12月21日18:34
2006年 12月22日00:22
2007年 12月22日06:07
2008年 12月21日12:03
2009年 12月21日17:46
2010年 12月21日23:38
2011年 12月22日05:31
2012年 12月21日20:12

惑星Xが、何処にいるかを探すのに、予言の日にちが使えるので有れば、それは極めて容易に推測できる。

先に説明したように、噂のように、2012年12月21日であれば、それは冬至の日であるから、地球の自転軸は 春分や秋分の日のように惑星Xに対して垂直でなく、傾斜角23.4度をもっていて、このタイミングだと地殻をねじ切るに容易な関係となる。

2010年 12月21日23:38
2011年 12月22日05:31
2012年 12月21日20:12

には 地球の正面の関係の位置にいることを意味する。

分かりやすく言えば、この日付の予言が正しいとするのなら、惑星Xは 太陽黄経:270度(18時)の角度に位置していることになる。

そして、2011年の6月21日夏至と2012年6月21日夏至の日々の前後に、太陽観測のSOHOの青の広角の画像上から見ることも可能となる。

ただ、2011年の6月21日夏至は 無理かもしれないが、2012年6月21日夏至は 太陽越しに発見が可能と推測されるのである。

WebBotには 2011年10月頃に、何かの惑星の軌道などの発表がありそうだと予言している。

これも、惑星Xが噂の2012年12月21日に地球に最接近するとするのなら、一年前の2011年10月頃以前に隠しようもなく天空に惑星Xの輝きが現れ、さすがのNASAも何らかの発表しなければならなくなることが良く分かるのである。

纏めると、噂の2012年12月21日が、惑星Xによる「ノアの大洪水」と直結した関係にあり惑星Xの最接近した条件とすると、関東の「日の出時刻:6時45分、日の入時刻:16時30分」であるから真ん中の夜中の23時37分頃がその軌跡と一致することになる。

現在では まだ惑星Xの接近は不十分であるから、視認できないが、未来の冬至には地平線・水平線上に現れることになる。

あくまでも、予言の解読からの推算であるが、それが正しいとすると、惑星Xの現れる位置から時期まで推算されるので、それを監視すれば良いことになる。

おおよそを、噂の2010年12月22日(日にちについては グリッヂ標準時と日本時とによっては一日ずれた日付になる)を仮定すると追跡できることが分かった。

ただ、大まかであるから、続きは これらについてもう少し検討してみることにする。

追: 惑星Xの様な軌道を取る惑星については 前に30度の傾きをもった恒星の発見の説明を案内した。

その折りに、惑星Xのように垂直・90度の傾斜をもった恒星を発見するだろうと案内していた。

最近、6項<すばる望遠鏡、大きく傾いた軌道を持つ惑星系を次々に発見>5項<巨大ガス惑星の軌道からわかる、中心星に近づいた理由>の情報で、垂直に以上の傾斜をもった惑星を発見したという内容が流れている。

問題は この観測方法は 大きな惑星による恒星の揺らぎなどから軌道を算出しているために、周回速度が数日などの極めて速い惑星に限られていて、一万年以上の周期の惑星Xのような惑星では観測方法の揺らぎを識別出来ないところである。

この問題も、何らかの方法を用いて将来発見されるかもしれないと思っている。


--- 参考資料 ----------

0。 <こうどうざひょう[くわうだう―へう] 5 【黄道座標】>

http://dic.yahoo.co.jp/dsearch/0/0ss/106557900000/

1。 <天体座標の変換>

http://www.ffortune.net/kazu/formula/astro-coordinate.htm

2。 <天球座標系>フリー百科事典『ウィキペディア(Wikipedia)』

http://ja.wikipedia.org/wiki/%E5%A4%A9%E7%
90%83%E5%BA%A7%E6%A8%99%E7%B3%BB

3。 <88星座のお話>

http://www.asahi-net.or.jp/~nr8c-ab/88seiza.htm

4。 <冬至の日付>

http://soudan1.biglobe.ne.jp/qa1776653.html?order=
DESC&by=datetime

5。 <巨大ガス惑星の軌道からわかる、中心星に近づいた理由>

http://www.astroarts.co.jp/news/2010/12/
21subaru_exoplanet/index-j.shtml

6。 <すばる望遠鏡、大きく傾いた軌道を持つ惑星系を次々に発見>

http://www.naoj.org/Pressrelease/2010/
12/20/j_index.html

7。 <世界の日の出日の入り>

http://www2k.biglobe.ne.jp/~c-navi/sun/


===0==============


http://dic.yahoo.co.jp/dsearch/0/0ss/106557900000/

<こうどうざひょう[くわうだう―へう] 5 【黄道座標】>

黄道と春分点とを基準にして、天球上の天体の位置を表す座標。

黄道から北にプラス九〇度まで、南にマイナス九〇度まで測って黄緯とし、春分点から黄道に沿って東回りに三六〇度まで測って黄経とする。

主に惑星・月などの位置・運動を観測する際に用いる。


http://soudan1.biglobe.ne.jp/qa226724.html

赤経・赤緯と視赤経・視赤緯の違いについては、先の質問の回答で、すでにご存じのことと思います。

天空の座標系で、ある天体などの位置を、座標値で示す時、地球の自転平面を天空球面に投射して、この線(円)を赤緯0度の線とする訳です。

赤緯は、地球上の緯度線を天球面に投影して、丁度、北緯A度というように表現すると同様に、この緯度の高さに対応する天球面の緯度線を、赤緯として使います。

従って、北極の真上に延ばした天球上の点は、「天の北極」で、この点で、赤緯+90度で、反対に南極点の天球上への延長が、「天の南極」で、この天で、赤緯-90度となります。

赤経の方は、「春分点」を0時とし、そこから、天の赤道上で、東回りに15度づつを1時間として、全天360度を、24時間に分けて、地球上の経線に対応する、天の赤経線を考え、赤経の値と赤緯の値で、天球上の天体などの位置を指定するのが、「赤経・赤緯」座標です。

しかし、前の質問にもあったように、地球は整然とした回転運動を完全に行っているのではなく、大きな変化として、「歳差運動」というものがあって、「黄道天」が少しづつずれて来ますし、天の北極、天の南極もずれてきます(地球は、普通の自転以外に、周期が2万年ほどの別の回転運動をしており、天の北極が結果的に、天球面で、円を描いて移動します。

これを、「歳差運動」と言いました。

また、歳差運動以外に、他の天体の運動の影響などで、別の不規則な運動があり、これを「章動」と言いました。

「歳差運動」と「章動」があるので、星表などに乗っている天体の「赤経数字」と「赤緯数字」の位置に、実際に観測する天体はいないということになり、少しずれた位置で観測されます。

この歳差運動と章動でずれた、「実際の天体の赤経・赤緯位置」のことを、「視赤経・視赤緯」と呼ぶのです。

 「黄経・黄緯」と「視黄経・視黄緯」の違いは、黄道座標の場合は、黄度ゼロのいわゆる黄道面が、地球の公転面に当たっているので、この面の不規則も幾らかあるかも知れませんが、それより、赤道座標と同様に、歳差運動により、「春分点」が移動するということで、実際の天体の位置と、黄道座標での視位置に違いが出てくるということになります。

それ以外に、黄道座標は、天球面を見ている位置を太陽中心にするか、地球中心にするかで違いが出てきます。

前者を「日心黄道座標」、後者を「地心黄道座標」と呼びます。

(つづく)

http://slicer93.real-sound.net/0-hl-space-11802.html

理論的には、黄道座標は、太陽の中心に観測原点を置いた「日心黄道座標」の方が、太陽系の天体の運動などを把握するには都合がよいのですが、実際に観測する際には、「地心黄道座標」が、観測者は地球にいるので都合よくなります。

「地心黄道座標」でも、「赤経・赤緯と視赤経・視赤緯」の関係に対応する、「黄経・黄緯と視黄経・視黄緯」の違いが出てきます、それは主として春分点の移動によるためです。

地球を中心とした黄道座標の場合、恒星等の位置を表現すると、地球の公転運動に応じる、「視差」の変動が出てきます。

非常に遠方の天体の場合、視差は問題になりませんが、数十光年とか、数百光年の距離の恒星等だと、「視差」が公転によって変化して来ます。

百光年程度内の恒星は大体、視差によって、その距離が測定されています。

太陽を中心とする黄道座標では、視差の問題は起こりませんが、それでも、太陽自身の銀河系内運動や、恒星などの固有運動で、時間の経過と共に、記載されている座標値が実際の値と食い違って来ます。

この食い違いは、地心黄道座標でも、赤道座標でも、恒星などの天体の位置を表現すると、時間と共にずれが起こって来るのです。

惑星等の位置を黄道座標で表現すると、観測の日時によって、天体の位置が変化します。

天体力学的に位置を計算することもできますが、惑星黄道位置表は、季節や日ごとの値が出ているので、何月何日の何時何分に観察しているかで、星表の座標から、近似計算をしないと、実際の「視黄経・視黄緯」は出てこないことになります。

例えば、一日刻みで、グリニッジ時ゼロ時で記載されている惑星の黄道座標値は、観測地点とグリニッジ時との実質時差を考えにいれ、世界時で考えて、例えば、3月3日0時が、黄道座標(8h10'25'', 4度22'40'')で、3月4日0時が、(8h10'47'', 4度22'6'')なら、世界時3月3日14時に観測する場合、この目標天体の座標は、14/24=7/12だけ、差分が進んでいると考えねばなりません。

3月3日から4日にかけての、黄経と黄緯の差は、22" と -34''です。

これに7/12をかけて、元の3月3日0時の値に加えると、実際の座標値が出てきます。

この場合、経度は+13''程度、緯度は、-20''程度です。

従って、この時刻での、実際に見える黄道座標値は、(8h10'38'', 4度22'20'')となります。

 投稿日時 - 2002-03-09 04:54:01


===1=================


http://www.ffortune.net/kazu/formula/astro-coordinate.htm

<天体座標の変換>

【各種座標変換】

(1)地平座標から赤道座標への変換

            
sin(δ) = sin(φ)cos(z) - cos(φ)sin(z)cos(A)
cos(δ)cos(t) = cos(φ)cos(z) + sin(φ)sin(z)cos(A)
cos(δ)sin(t) = sin(z)sin(A)
ここで、cos(δ)>=0 であることに注意すると、時角t は下の2式からatan2で求めることができる。

δ=-90~90だから一番上の式からδが出る。

赤経を求めたければ、恒星時sから、α=s-t。

[式の根拠:天体Xに対して、北極Pと天頂Zが作る球面三角形△PZXにおいて、球面三角法の定理を適用する。

詳細略。

次の項も同様] (2)赤道座標から地平座標への変換

   sin(z)sin(A) = cos(δ)sin(t)
sin(z)cos(A) = -cos(φ)sin(δ) + sin(φ)cos(δ)cos(t)
cos(z) = sin(φ)sin(δ) + cos(φ)cos(δ)cos(t)
ここで、sin(z)>=0 であることに注意すると、方位角A は上の2式からatan2で求めることができる。

z=0~180だから一番下の式からzが出る。

(3)赤道座標から黄道座標への変換

   cos(β)cos(λ) = cos(δ)cos(α)
cos(β)sin(λ) = sin(δ)sin(ε) + cos(δ)sin(α)cos(ε)
sin(β) = sin(δ)cos(ε) - cos(δ)sin(α)sin(ε)
ここで、cos(β)>=0 であることに注意すると、黄経λ は上の2式からatan2で求めることができる。

β=-90~+90だから一番下の式からβが出る。

[式の根拠:天体Xに対して、赤道の北極Pと黄道の北極Πが作る球面三角形△PΠXにおいて、球面三角法の定理を適用する。

詳細略。

次の項も同様]

(4)黄道座標から赤道座標への変換

   cos(δ)cos(α) = cos(β)cos(λ)
cos(δ)sin(α) = -sin(β)sin(ε) + cos(β)sin(λ)cos(ε)
sin(δ) = sin(β)cos(ε) + cos(β)sin(λ)sin(ε)
ここで、cos(δ)>=0 であることに注意すると、赤経α は上の2式からatan2で求めることができる。

δ=-90~90だから一番下の式からδが出る。

(5)地平座標から垂直座標への変換

sin(μ) = -cos(A)sin(z)
cos(μ)sin(ν) = cos(z)
cos(μ)cos(ν) = -sin(A)sin(z)
ここで、cos(μ)>=0 であることに注意すると、垂経ν は下の2式からatan2で求めることができる。

μ=-90~90だから一番上の式からμが出る。

[式の根拠:天体Xに対して、XとX0と天頂Zが作る球面三角形△XX0Zにおいて、球面三角法の定理を適用する。

詳細略。

次の項も同様]

(6)垂直座標から地平座標への変換

cos(z) = cos(μ)sin(ν)
sin(z)sin(A) = -cos(μ)cos(ν)
sin(z)cos(A) = -sin(μ)
ここで、sin(z)>=0 であることに注意すると、方位角A は下の2式からatan2で求めることができる。

z=0~180だから一番上の式からzが出る。


===2================


http://ja.wikipedia.org/wiki/%E5%A4%A9%E7%90%
83%E5%BA%A7%E6%A8%99%E7%B3%BB

<天球座標系>出典: フリー百科事典『ウィキペディア(Wikipedia)』

天球座標系(てんきゅうざひょうけい)とは、天文学で空の中での位置を表現するための座標系である。

天球座標では地球表面の測地系(経緯度)と同様の座標格子を用いるが、座標格子を天球にどのように投影するかによって、様々に異なった座標系が存在する。

それぞれの座標系の違いは基準面をどう選ぶかによっている。

この基準面によって空は二つの等しい半球に分けられ、半球の境界は大円になる。

(地球の測地系では基準面は地球の赤道である。)

それぞれの座標系はこの基準面のとり方によって名前が付けられている。

以下に座標系の名前と基準面・極の名前を挙げる。

地平座標系 - 地平線 - 天頂/天底 - 方位角(A) - 高度(h)

赤道座標系 - 天の赤道 - 天の北極/天の南極 - 赤経(α, R.A.) または 時角(H) - 赤緯(δ, Decl.)

黄道座標系 - 黄道 - 黄道北極/黄道南極 - 黄経(λ) - 黄緯(β)

銀河座標系 - 銀河赤道 - 銀河北極/銀河南極 - 銀経(l) - 銀緯(b)

超銀河座標系


===3==============


http://www.asahi-net.or.jp/~nr8c-ab/88seiza.htm

<88星座のお話>

★ 各々の星座の画像があります。


===4===============


http://soudan1.biglobe.ne.jp/qa1776653.html?order=
DESC&by=datetime

<冬至の日付>

冬至の日付は

12月22日
12月22日
12月22日
12月21日
というように4年サイクルで、変わるようですが、これは永久に変わりませんか?もし、冬至の日付が21日か22日でなくなる。

もしくは、4年サイクルでなくなる年というのは、将来、来るのでしょうか?

分かる方、天文学に詳しい方、お願い致します。

投稿日時 - 2005-11-13 17:52:17


手元にアメリカ海軍天文台の天文計算ソフトMICAがあったので,それを用いて,今後2050年までの冬至の時刻を計算してみました。

(時刻は日本時間に直してあります)

冬至の時刻を含む日付が「冬至の日」となります。

2004/12/21 21:42
2005/12/22 03:35
2006/12/22 09:22
2007/12/22 15:08
2008/12/21 21:04
2009/12/22 02:47
2010/12/22 08:38
2011/12/22 14:30
2012/12/21 20:12
こんなふうに,22→22→22→21のローテーションが続きます。

また,時刻を見ていただくと,毎年だいたい6時間ずつ遅くなっていることが分かると思います。

正確な平均間隔は365日5時間48分45秒,これを1太陽年といいます。

(回答No.2で出てきた365.25636日=365日6時間09分09秒は,1恒星年といい,別物です)

ただ,惑星や月の引力の影響を受けて時刻は微妙に揺れ動きますので,あくまでも平均です。

(試しに,1年と何時間何分後に冬至になるか,それぞれ求めてみると面白いでしょう)

また,ぴったり6時間なら4年ごとに同じ時刻になるのですが,平均して5時間48分ですので,少しずつ時刻は早まっていきます。

閏年(2008,2012)では間に1日余分にはいるため,日付が1日戻って21日になり,その翌年にはまた深夜の0時を越えるので22日になる,というパターンです。

さて,これがどこまで続くかというと,

2013/12/22 02:11
2014/12/22 08:03
2015/12/22 13:48
2016/12/21 19:44
2017/12/22 01:28
2018/12/22 07:23
2019/12/22 13:19
2020/12/21 19:02
2021/12/22 00:59
2022/12/22 06:48
2023/12/22 12:27
2024/12/21 18:20
閏年で21日に戻りました。

2025/12/22 00:03 ここではかろうじて日付が変わって22日ですが,

2026/12/22 05:50
2027/12/22 11:42
2028/12/21 17:19
2029/12/21 23:14
とうとうパターンが破れました。

2030/12/22 05:09
2031/12/22 10:55
2032/12/21 16:56
2033/12/21 22:46
2034/12/22 04:34
2035/12/22 10:31
2036/12/21 16:13
2037/12/21 22:07
2038/12/22 04:02
2039/12/22 09:40
2040/12/21 15:33
2041/12/21 21:18
2042/12/22 03:04
2043/12/22 09:01
2044/12/21 14:43
2045/12/21 20:35
2046/12/22 02:28
2047/12/22 08:07
2048/12/21 14:02
2049/12/21 19:52
2050/12/22 01:38

と,22→22→21(閏年)→21,というローテーションに変わります。

これもさらに続けていくと,また変わることは明らかでしょう。

 
2042/12/22 03:04
2046/12/22 02:28
2050/12/22 01:38
というパターンから見て,2058年か遅くとも2062年には22日ではなく21日になりそうです。

MICAというソフトでは2050年までしか計算できないので,別の資料を見てみました。

Astronomical tables of the sun, moon and planetsという本には,西暦1年から3000年までの,春分・夏至・秋分・冬至の日付・時刻がずらりと載っています。

ただし,示されている時刻は力学時といって,グリニッジ標準時より少し(現在は1分ちょっと)進んでいます。

また,両時刻の差は今のところ少しずつ広がっているのですが,地球の自転のスピードの微妙な変化によって変わる可能性があります。

それによると,(便宜上,力学時-世界時=1分としました)

2050/12/22 01:38
2051/12/22 07:34
2052/12/21 13:17 (閏年で戻った)
2053/12/21 19:10
2054/12/22 01:10
2055/12/22 06:56
2056/12/21 12:52
2057/12/21 18:43
2058/12/22 00:25 なんとか生き残りました。

2059/12/22 06:18
2060/12/21 12:02
2061/12/21 17:49
2062/12/21 23:43 ここでパターンが変わります。

という具合で,基本は4年サイクルなのですが,時々パターンが変わります。

理由としては,冬至から次の冬至までがぴったり6時間ではなく,少し短いこと。

しかも,その正確な時間差は年によって多少伸び縮みすること。

閏年の入れ方が4年に1度ではない(2100,2200,2300は閏年にならない)こと。

といった理由が挙げられます。

ところで,No.2さんの「2000年でも同じ事が言えます。」ってありますが,グレゴリオ暦では400年ごとの補正が一番長くて,2000年ごとの補正はないんですけど。

投稿日時 - 2005-11-15 01:21:05


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http://www.astroarts.co.jp/news/2010/12/
21subaru_exoplanet/index-j.shtml

<巨大ガス惑星の軌道からわかる、中心星に近づいた理由>

【2010年12月21日 すばる望遠鏡】

すばる望遠鏡による観測で、公転軌道が大きく傾いた系外惑星が2つ発見された。

木星より小さい海王星サイズでのこのような発見は世界初のことで、中心星に極端に近い巨大ガス惑星の来し方を探るうえではずみとなることが期待される。


恒星HAT-P-11と、その惑星HAT-P-11bの想像図。

地球の4.7倍の直径と25倍の質量を持つHAT-P-11bは、このサイズのものとしては初めて、大きく傾いて公転していることが証明された。

クリックで拡大(提供:国立天文台)

(つづく)

http://slicer93.real-sound.net/0-hl-space-11803.html

太陽以外の恒星の周りを回る「系外惑星」は、1995年から今までに500個以上見つかっている。

そのうちほとんどが「ホットジュピター」と呼ばれる、恒星のすぐそばを公転する木星サイズの巨大ガス惑星だ。

恒星からある程度離れたところでしか形成されないはずの巨大惑星がどうやってこんなに近くまで来たのか、考えられている原因としては以下の3つがある。

1.惑星系が作られる途中に、原始惑星系円盤内のちりなどの物質との作用で中心星に近づいたため

2.原始惑星系円盤のちりが消えたあとに、巨大惑星同士が重力ではじき飛ばしあったため

3.外側にある別の巨大惑星、あるいは中心星の伴星の重力のため

(1)の場合は、中心星の自転軸に対して惑星の公転軌道は傾きがゼロになり、(2)と(3)の場合は、中心星の自転軸に対して惑星の公転軌道は大きく傾くことが理論上わかっている。

このように、系外惑星の公転軌道を知ることで、巨大惑星がどのようにして中心星に近づいていったかがわかるわけだ。

今回、東京大学、国立天文台などの研究グループが、「XO-4」と「HAT-P-11」という2つの惑星系で、恒星の自転軸に対して大きく傾いた公転軌道を持つ惑星を発見した。

その1つ、はくちょう座の方向約130光年先にある「HAT-P-11b」は、恒星の自転軸に対して約103度の傾きで(恒星の自転とは逆方向に77度の傾きで)中心星の周りを公転する海王星サイズの惑星だ。

木星型より小さい、このサイズの惑星の軌道が大きく傾いている様子が確認されたのは世界で初めてのことで、すばる望遠鏡による高精度の観測で可能となったものだ。

近年、このように軌道が傾いた惑星が宇宙には意外とありふれていることがわかってきており、個々の結果を見る限りでは、その惑星たちが上記(2)あるいは(3)のケースによって中心星の近くに移動したことが示唆されている。

今後、軌道の傾いた惑星の主要な移動メカニズムが(2)と(3)のどちらなのかを結論づけるためには、より多くの観測結果からの統計が必要であり、また「HAT-P-11b」のように小さな惑星の観測がより重要な役割を果たすと期待されている。


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http://www.naoj.org/Pressrelease/2010/12/20/j_index.html

<すばる望遠鏡、大きく傾いた軌道を持つ惑星系を次々に発見>

2010年12月20日

東京大学、国立天文台を中心とした研究者からなる研究グループは、HAT-P-11、XO-4 という二つの太陽系外惑星系に対して恒星の自転軸と惑星の公転軸の関係を測定し、それぞれの系で惑星の公転軌道が大きく傾いているという証拠を発見しました。

特に HAT-P-11 は、木星型惑星より一回り小さな海王星サイズの惑星を持つ系で、このように小さな惑星に対して二つの軸の関係を測定したのは今回が初めての事です。

これらの最新の観測によって、傾いた軌道を持つ惑星は意外とありふれている事が次第に明らかになってきました。

惑星の軌道が大きく傾いた惑星系では、過去に巨大惑星同士が重力によってお互いをはじき飛ばしたり、あるいは遠方の伴星からの重力の影響を受けて惑星の軌道が現在の位置まで移動したりしたと考えられており、このような惑星の新たな発見は惑星の軌道進化に関する理論を検証する上で重要な観測事実となります。

1995年の最初の発見以来、これまでにおよそ 500 個もの太陽系外惑星が見つかっています。

しかしそのほとんどは恒星の非常に近いところを公転する木星のような巨大ガス惑星です。

一方で、太陽系では木星や土星サイズの巨大惑星は太陽から遠く離れたところを公転しています。

一般にこのような巨大惑星は、恒星からある程度離れていて、惑星の材料となる氷などの固体物質が豊富に存在するような場所でしか形成されない事が理論的に分かっています。

そのため、太陽系外で見つかっているような恒星の非常に近いところを公転する巨大惑星は、恒星から遠く離れた場所で形成された後で何らかのメカニズムで恒星の近くまで移動してきたと考えられています。

このような惑星の移動を説明するメカニズムは、これまでにいくつか提案されてきました。

例えば、一般に惑星は原始惑星系円盤と呼ばれるガスでできた円盤の中で形成されたと考えられていますが、成長する過程で惑星とガス円盤が相互作用をすると徐々に惑星が円盤の中心に向かって落ちてくる事があります (惑星落下モデル)。

また、複数の巨大惑星が形成された場合、ガス円盤が晴れあがった後で惑星同士が重力的に影響を及ぼし合い、場合によってはお互いにはじき飛ばされ、最終的に一方は非常に内側を公転する軌道をとるという事も理論的に予言されています (惑星散乱モデル)。

その他、伴星または巨大惑星が外側に存在しているとその重力によって周期的に内側の惑星の軌道が変化し、場合によっては恒星の近くまで運ばれる可能性も指摘されています (古在移動モデル、注1)。

これらの惑星移動モデルを検証する上で、中心星の自転軸に対する惑星の公転軸の傾きは非常に重要な観測証拠となります。

例えばガス円盤との相互作用による惑星移動モデルでは二つの軸はそろう事が予言されている一方で、惑星散乱モデルや古在移動モデルによる惑星の移動では二つの軸は大きく傾く可能性がある事が理論的に分かっています。

今回、東京大学、国立天文台を中心とした研究者からなるグループは、すばる望遠鏡を用いて HAT-P-11 と XO-4 という二つの太陽系外惑星系に対してロシター効果と呼ばれる現象を観測し、それぞれの系で惑星の公転軸が中心星の自転軸に対して傾いている証拠を見つけました。

ロシター効果とは、恒星の前を惑星が通過するような系において、食がおこっている最中に見かけ上恒星の視線方向の速度が変化する現象です (図1)。

視線方向の速度の時間変化から、恒星の自転軸に対して惑星の公転軸がどのように傾いているのか (注2) を推定する事が出来ます。

ロシター効果はこれまで 35 個程度の系に対して測定がなされ、すばる望遠鏡でもこれまでいくつかの系で測定がなされてきました (参考:2009年11月04日 すばる望遠鏡、主星の自転に逆行する太陽系外惑星を発見、2007年8月23日 すばる望遠鏡、太陽系外惑星の公転軸傾斜角の測定に成功)。

今回新たに観測された HAT-P-11 は、はくちょう座の方向に地球から 130 光年ほど離れた場所にある惑星系で、海王星の 1.3 倍程度の大きさの惑星が楕円状の軌道を持って周期 4.89 日で公転しています。

この惑星はこれまでに見つかった太陽系外惑星の中でもかなり小さい部類に入ります。

これまでロシター効果は、木星サイズ程度の大きな惑星に対してしか観測された事がありませんでした。

一般に惑星のサイズが小さくなると、恒星面上で惑星によって隠される割合が減るためロシター効果の検出は難しくなります。

今回研究グループは、すばる望遠鏡の 8.2 メートルという大口径を生かした高精度な観測を2010年5月と7月に行い、世界に先駆けて海王星サイズの惑星に対してロシター効果の検出をしました。

その結果、惑星の公転軸が中心星の自転軸に対して天球面上で約 103 °傾いているという証拠を得ました。

またアメリカのグループもハワイにあるケック望遠鏡を用いて5月と8月に独立にロシター効果の観測を行い、同様の結果を得ています。

もうひとつ新たに観測された XO-4 は、やまねこ座の方向に地球から 960 光年ほどの距離にあり、木星の 1.3 倍程度の大きさの惑星が公転周期 4.13 日で円軌道を公転しています。

この惑星の観測はすばる望遠鏡で2010年1月に行われ、こちらもロシター効果の測定によって惑星の公転軌道が約 47 °傾いていることが明らかになりました。

この惑星でのロシター効果は、世界でまだすばる望遠鏡でしか観測されていません。

HAT-P-11 と XO-4 におけるロシター効果の観測結果は、これらの二つの惑星系が大きく傾いた公転軌道を持っていることを示唆しています。

近年、このように軌道が傾いた惑星が宇宙には意外とありふれていることがわかってきました。

こうした軌道の傾いた惑星の発見は、その惑星たちが惑星散乱や古在移動によって移動した事を示唆しています。

しかし、個々のロシター効果の観測結果だけでは、惑星が惑星散乱、古在移動のどちらのメカニズムで移動したのかを判断する事ができません。

今後、軌道の傾いた惑星の主要な移動メカニズムが惑星散乱と古在移動のどちらなのかを結論付けるには、観測結果の統計的な取り扱いが必要となります。

この二つの異なるモデルは、恒星の自転軸と惑星の公転軸のなす角度に関して異なる分布を予言するため、多くの観測結果を集めて比較することによって、初めてモデルの正当性が評価できるようになるのです。

また今回の HAT-P-11b のように小さな惑星に対するロシター効果の測定はまだあまり行われていませんが、今後惑星軌道進化の理論を検証する上で、こうした小さな惑星の観測はより重要な役割を果たすと考えられます。

ロシター効果の観測は、すばる望遠鏡を含め多くの研究グループによって計画されており、近い将来に惑星移動モデルの統計的な判別が可能になると期待されています。

今後の継続的な観測によって、惑星系がどのようにして形成、進化するのかが次第に明らかになる事でしょう。

これらの研究成果は、2010年12月および2011年3月に発行の日本天文学会欧文研究報告誌 (Publ. Astron. Soc. Japan) に掲載される予定です。

<研究論文の出典>

A Possible Tilted Orbit of the Super-Neptune HAT-P-11b Teruyuki Hirano, Norio Narita, Avi Shporer, Bun'ei Sato, Wako Aoki, Motohide Tamura, 2011, Publ. Astron. Soc. Japan, Vol. 63, in press

The Rossiter-McLaughlin Effect of the Transiting Exoplanet XO-4b

Norio Narita, Teruyuki Hirano, Roberto Sanchis-Ojeda, Joshua N. Winn, Matthew J. Holman, Bun'ei Sato, Wako Aoki, Motohide

Tamura, 2010,
Publ. Astron. Soc. Japan, Vol. 62, No. 6, L61-L65

(注1) 元国立天文台長・古在由秀氏 (現ぐんま天文台台長) が1962年に提唱した古在共鳴の考え方を取り入れて考案された惑星移動モデル。

(注2) ただし観測から計測されるのは、2つの軸を天球面に射影した角度です。

図1:ロシター効果の概念図。

恒星は一般に自転しているため、左右に相対的に近づいている側 (図の青側) と遠ざかっている側 (図の赤側) に分かれます。

惑星が恒星面上を通過して一部分を隠すような系では、近づく側を隠している際は見かけ上星が遠ざかって観測され、逆に遠ざかる側を隠している際は見かけ上星は近づいて観測されます。

この見かけ上の速度は時間に沿って変化しますが、左上のように惑星によって隠される部分が青側と赤側で均等である時は左下のグラフように対称な変化となります。

一方右上のように、惑星によって隠される部分がほとんど赤側の場合、星は食が起こっているほとんどの間右下のグラフように見かけ上近づいて観測されます。

そのため逆に、星の見かけの速度を調べる事で惑星の自転軸に対する軌道が分かります。

図2:2010年5月にすばる望遠鏡で測定した HAT-P-11 のロシター効果。

なおこの図は視線方向の速度変化のうち惑星の軌道運動による成分を取り除いたものです。

食が起こっている (トランジット) の最中、星の視線方向の速度はずっと負になっていて、恒星面上の遠ざかる部分だけを隠していると考えられます。

図3:2010年1月にすばる望遠鏡で測定した XO-4 のロシター効果。

軌道公転軸が中心星の自転軸とそろったモデルでは観測データとずれが生じてしまいますが (図の破線)、軌道を傾けたモデルを使えば観測データをよく説明できます。

図4:すばる望遠鏡の観測によって推測される HAT-P-11 をまわる惑星の公転軌道の想像図。


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http://www2k.biglobe.ne.jp/~c-navi/sun/

<世界の日の出日の入り>

旅行や出張に行くとき、目的地での日の出・日の入り時刻を知りたいと思ったことはありませんか?

特に海外では、日本付近と緯度のずいぶん違う所へ行くこともあるので、気になる方も多いと思います。

このページでは、世界主要都市の日の出・日の入りの時刻を、任意の日付について計算します。

旅行プランを立てるときに、ぜひお役立て下さい。

なお計算結果については、下記の点をご了解の上お使い下さい。


(もも いちたろう。)



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