神戸に隕石落下１９９９年９月２６日２０時２３分、神戸市北区筑紫が丘の民家に隕石が落下しました。２階の子供部屋の天井を破り、部屋から１０個ほどの破片計１３６グラムが見つかったということです。
兵庫県の西はりま天文台では、この隕石落下のようすが偶然、目撃されていました。
司馬康生さん（日本流星研究会）によりますと、この隕石は、重さ約２．８ｋｇの石質隕石で、岡山県北部上空約８０ｋｍで大気圏の突入したと推定されています。姫路市上空を通過した後、複数に分裂したもよう。そのうちのひとつが民家を直撃したようです。
中村昇さん（神戸大学）よる分析の結果、国内では初めて見つかった「炭素質コンドライト」という種類の石質隕石である可能性が高い、ということです。「神戸隕石」か「神戸北隕石」の名前で、国際隕石学会に登録されるみこみです。
日本で見つかった隕石は、１９９６年１月７日に落下した「つくば隕石」と今回の隕石を含め、合計４６件が確認されています。（資料： 島正子「隕石〜宇宙からの贈り物」（東京化学同人 1998））
そのち３７件が石質隕石、８件が鉄隕石（隕鉄）、１つが石鉄隕石です。（つくば隕石についてはこちらもごらんください）
☆ はまぎんこども宇宙科学館に展示されている隕石の写真： １、２、３、４
関連ページ
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流星・隕石情報のページ
地球上どこでも皆既日食！
最近、日本で日食が見られたのは、１９９８年８月２２日でしたが、
これは九州、沖縄などに限られました。
全国的に見られるのは、２００２年６月１１日となります。
日本から皆既日食が見られるのは、２００９年７月２２日（奄美大島方面）になります。
１９９７年〜２０２０年までに皆既日食が見られる地域を世界地図に示したものが下の図です。
1997年〜2020年までに皆既日食が見られる地域（Eclipse Zoneより）
２００１年〜２０２５年までに皆既日食が見られる地域を世界地図に示したものが下の図です。
2001年〜2025年までに皆既日食が見られる地域（NASAページより）
みなさんが、地球上の「ある場所」を選んで、そこに永住したとしましょう。どれくらい待てば、その場所から皆既日食が見られるのでしょう？
地球上の「ある場所」にいる観測者にとって、皆既日食が見られる確率はどれくらいなのでしょうか。
アメリカのヤングによりますと、皆既日食が起こる回数は１８年間に約１０回で、皆既日食として月の影が地球表面を覆う面積の割合は地球上のおよそ１／２００だということです。
地球上全体としては、１年間に皆既日食が見られるのは１０／１８ 回 という確率です。しかし、地球上の１／２００しか皆既日食が見られないというのですから、「ある場所」から見えるのは、さらに１／２００ の確率です。
したがって、１０ ／ １８ ｘ １ ／ ２００ ＝ １ ／ ３６０ となります。 ある場所にじっとして待っていても、３６０年に１度しか皆既日食が見 られないということになります。
（「黒い太陽を求めて」（地人書館 1982）pp. 4-11、秦 茂「日食の常識」より）
でも、この計算は、「平均するとそのような頻度になります」ということなので、現実にはそんな規則正しくはいきません。ニューギニアのある場所では、１９８３年〜１９８４年にかけての１８カ月の間に２度も皆既日食が見られた、ということもあるのです。
地球上の「ある場所」を選んで、どれくらい待てば、その場所から皆既日食が見られるのでしょう？ この問題をパソコンを使って丹念に調べた人がいます。ベルギーのアマチュア天文家、ジャン・メイアスさん(Jean Meeus 1928- )です。
過去から未来へ何千年ぶんも日食の計算を行っていき、上の図にあるような、皆既日食が見える帯で、地球が完全に塗りつぶされればよいわけです。でも、地図に記入したり、パソコン画面で確認すると、わずかなすきま領域を見逃したり、描画がはみ出たりして不正確になります。できるだけ正確な方法をとろうと、メイアスさんは工夫しました。地球上の緯度経度の網の目の一点一点から皆既日食が見られるまで日食計算を続けました。網の目をさらに細かくして同様な計算を行い結果を比較しました。
その結果、５千年くらいの期間を考えれば、地球上のどこにいても一度は皆既日食が経験できるようだ、という結論が得られました。（２千年間で、地球の９９％以上で皆既日食が見られ、３千年間で９９．９％以上から皆既日食が見られるということです）
もちろん、お天気は別にしての話です。
（資料： Jean Meeus, "Shadow Painting the Globe",
Sky & Telescope, August 1999, pp. 69-71 ）
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ベルギーのアマチュア天文家、ジャン・メイアスさん(Jean Meeus 1928- )の本
Jean Meeus, "Mathematical Astronomy Morsels" Willmann-Bell,Inc., 1992
の１３章に「ある場所で見られる皆既日食・金環日食の頻度」という解説があります。
それによりますと、
紀元後１７００年〜２２９９年までの６世紀間を調べた結果、南半球よりも北半球の方が皆既日食が頻繁に見られる（緯度がマイナス側からプラス側になるほど頻繁になる）傾向がわかりました。
夏期、北半球では太陽が空にでている時間が長いため、それだけ日食が見られる機会が増えること。夏期、地球は太陽から最も遠いところにある（地球の軌道もわずかに楕円なので、太陽からの距離が変動しています）ため、地球から見る太陽がやや小さくなり、月にすっぽりかくされやすくなる、つまり皆既日食になりやすい。
という理由からです。
金環日食は、赤道付近より、北極・南極に近づくにつれて見える頻度が高まる傾向がわかりました。
極地のほうが、赤道付近よりも月から遠く、したがって月がやや小さく見えます。したがって金環日食がおこりやすいというわけです。
６世紀間に起こる皆既日食・金環日食の調査から、ある地点で皆既日食が見られるのは、平均して３７５年に１度、金環日食なら２２４年に１度と、メイアスさんは結論しています。誤差は数年〜１０数年くらいということですので、さきに書いた「３６０年に１度」という計算結果ともよく一致しています。
メイアスさんは、地球上の同じ場所で、短期間に何度も皆既日食が見られる、という珍しい現象についても調査しています。(Jean Meeus, "Where Eclipses Come Thrice", Sky & Telescope, April 2000, pp. 63-65)
その報告にはいくつかの例が紹介されています。たとえば、ハワイ南方、パルミラ（パルマイラ）島北東海上（北緯１０度、西経１５６〜１５９度付近）では、２４４７年１月１７日、２４５０年５月１２日、２４５１年５月１日というぐあいに、わずか４．３年間に３回も皆既日食が見られるそうです。
いっぽうで、アメリカ、オハイオ州のシンシナティ天文台では、１３９５年１月２日の次には、３０４６年１０月２１日まで皆既日食が見られない、という例も紹介されています。
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日食の統計
紀元前２０００〜紀元後３０００年の日食リストに よりますと、
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その５０００年の間、１１８９８回の日食が起こっています。
毎年２〜５回の日食がありますが、もっとも多いのは２回の年で、全期間の
72.5%（ほぼ3/4）の年で２回の日食が起こっています。
平均すると、１年間に２．４回の日食が起こっていることになります。
いっぽう、１年間に５回も日食があるのはかなり稀で、前回が １９３５年で、 次が ２２０６年です。
皆既日食が起こるのは、平均して１６ヶ月に１度です。 （同じ日食中で、ある場所では皆既日食が、別の場所で金環日食が見られるような場合を含む）
同じ１年の間に、２度も皆既日食が起こることもありますが、極めて稀で、 例えば、１７１２年、 １８８９年、 ２０５７年、 ２２５２年といったぐあいです。 （資料： 1 2 3 4）
閏秒のページ（地球の自転が遅くなっている！）
青と赤の色の違いにより、磁力の向きが逆になっていることを示しています。
地球にもこれとよく似た磁場のもようがあるのです。
新しい海底ができるとき、そのときの地球磁場の方向にならぶように、岩石中の小さな磁石が整列して冷えかたまります。つまり、岩石が固まったときの地球磁場の方向を海底の岩石が記録しているのです。（ちょうどカセットテープに記録された磁気情報のようなものです）海嶺から遠い海底の岩石ほど、昔の地球磁場を記録しているわけです。
磁気もようの発見から、太古の火星にも地球と同じようなことが起きていたといえるのかもしれません。つまり、太古の火星には、火星全体におよぶような強さの磁場があり（ということは火星内部には融けた金属の核があったはず）、そしてマグマが噴き出し固まった岩石がプレートの動きで広がっていったのではないでしょうか。
帯のようなもようが地球の中央海嶺の場合に比べ幅が広いのは、地殻の動きが地球より速かったか（同じ磁気パターンを記録した岩石がどんどんできて広がっていくわけです）、火星の磁場の向きは地球ほど頻繁に変化しなかった、といった理由からでしょう。
火星の北半球の地殻に磁気もようが見つからないのは、北半球に小惑星が衝突したり激しい火山活動がおこったりして、北半球の地殻を熱し、磁気の記録を消し去ったためかもしれません。（磁石はある温度になると、磁石の性質が失われます。この温度をキュリー温度とかキュリー点といいます）
地球の中央海嶺のような現象が太古の火星に起きていたと考えてよいかどうか、まだはっきりしません。 中央海嶺の両側では、磁気のもようが対称になっています。ところが、火星で見つかった磁気もようには、まだ対称性が確認されていないのです。今後のさらなる観測、研究が待たれます。
（資料： Magnetic Stripes Preserve Record of Ancient Mars; Plate Tectonics on Mars?
）
専門家以外のひとにもわかりやすい表現で、地球に接近する天体の危険度を示す方法が、１９９９年６月にイタリアのトリノで開かれた｢小惑星・彗星の脅威に関する国際監視プログラム」で提案されました。国際天文学連合は、同年７月ウィーンで開かれた「宇宙開発と宇宙の平和利用に関する国連会議」で、この「トリノ衝突危険スケール」の採用を公式に発表しました。
この「トリノスケール」というものは、天体の、地球への衝突確率と衝突時のエネルギーによって０〜１０までの整数で示されます。また、危険度によって（以下の図のように）表示色も決められています。
世界的な惨事が確実となる場合が１０になるわけですが、１９９９年７月現在知られている地球接近天体では、トリノスケール１を示すものすらありません。ある天体についての観測が集まるにつれ、その軌道がより正確に求まっていきますが、それにつれて危険度の評価が変更になり「トリノスケール」の値が変わることもあるわけです。（実際、トリノスケール１に該当する小惑星が発見されたことがありますが、その後の観測による正確な軌道で、トリノスケール０相当と変更された例があります）
Web Page of NASA's Near-Earth Object Program Office
その大気はほとんど窒素からなり、表面の気圧は地球上の約１．５倍もあるのです。このような濃い大気をもつ衛星はほかにありません。表面の気温はマイナス１８０度と見られ、液体のメタンあるいはエタンの海が存在する可能性が指摘されています。
太陽からの紫外線がチタンの上層大気にあたると、メタンガスなどから濃い霧がつくられます。地球から可視光でチタンを観測しても、この濃い霧にさえぎられ、表面のようすはまったくわかりません。
ハワイ、マウナケア山頂に、口径１０ｍの巨大望遠鏡２台をもつケック天文台で、その巨大なケック望遠鏡の１号機(Keck I)を使って、チタンの近赤外観測が行われました。（ケック天文台のドームの写真: 中央の２つに、うりふたつの巨大望遠鏡がおさめられています。右は日本の国立天文台のすばる望遠鏡ドーム。 Photo Credit: JPL/Caltech/NASA）
さらに、像を悪化させる大気のゆらぎの影響を減らすため、「スペックル干渉法」という方法が使われました。
望遠鏡で天体を観測したことのある人は経験があると思いますが、大気が安定していないために、像の細かい部分がゆらゆらと動いています。
上の画像（左）はそのようにして得られたもので、ハッブル・スペーステレスコープによる画像をもしのぐ鮮明さです。ケック望遠鏡の能力を使えば、１３億ｋｍもの彼方のチタン上、２４０ｋｍくらいのものまで識別することができます。
画像の左下のほうに見える暗い部分は、液体のメタンやエタンの海の可能性があります。中央やや右上の明るい部分は、岩石と氷が混じった地域かもしれません。
その正体の解明は、２００４年の「カッシーニ探査機」の土星到着を待たなければならないでしょう。カッシーニ本体から、チタンを調べる小型探査機が分離されます。
これは、１９９８年１０月２７日に、ハワイ、 マウナケア山頂にあるカナダ-フランス-ハワイ望遠鏡（口径３．５８ｍ）で、波面補償光学（アダプディヴ・オプティクス）という技術を使って撮像されたチタンです。
１９８０年に土星に接近したボイジャー１号による観測や１９８１年に接近したボイジャー２号による観測でも、チタンは、のっぺりとしたようすしかとらえられていません。本当に雲などあるのでしょうか？
大口径望遠鏡に波面補償光学技術をもちいて、ようやくこの疑問に終止符が打たれました。次の画像は、南極付近に発生した雲の変化をとらえた画像です。並んだ３画像ともほぼ同じ面が写っています。
２００１年１２月、２つのケック望遠鏡のひとつ、ケックIIと、同じマウナケア山頂（ハワイ）にあるジェミニ・ノース口径８ｍ望遠鏡、それぞれに波面補償光学（アダプディヴ・オプティクス）という技術を使った
近赤外の観測で、チタンの南極地方に発生した雲がとらえられました。（上の画像）
何日も持続する雲もあれば、どんどん変化していき、数時間ほどで雲の濃さが変化したことがわかる場合もあります。
チタンの３００ｋｍくらいのものが識別できる画像です。観測時の地球からチタンまで距離（約１２億ｋｍ）を考えると、１００ｋｍ先のナンバープレートが読めるくらいの識別能力です！
そのほか、ケックIIによる画像では、これまでにとられられたものと同様、明るい大陸サイズの模様も観測されています。（次の画像）
この「大陸」は、氷でできた高地かもしれません。周囲には、暗い領域（エタンの海か、黒っぽい有機化合物におおわれた低地かもしれません）があります。
今後、チタンの季節と雲の関係などが観測でわかってくれば、雲発生のしくみも解明されてくるでしょう。
First images of Titan at 1. 3 micron with adaptive optics at the CFHT
Hubble Space Telescope images of Titan's surface
Ice mountains on Saturn's moon Titan?
年ごとにリングの見え方が変化している土星
★ 土星の衛星の位置を計算します。（日本時間マイナス9時間の時刻をいれます。衛星チタンは小型望遠鏡でも見えます）
★ 土星の今夜の出没時や星空での位置を知りたい人のために→＜オンライン天体暦＞、や＜お星さまとコンピュータ＞。あるいは Windows ユーザーならこちらのプログラムで計算して調べることもできます。
いまから約３千５百万年前、彗星か小惑星が大西洋に落下し、現在チェサピーク湾にあたる浅い海に直径９０ｋｍものクレーターをつくったと推定されています。
現在、そのクレーターは深さ１２０〜３６０ｍもの土砂に埋まっています。「チェサピーク湾衝突クレーター」は、海にできた衝突クレーターとして見つかっている少ない例のひとつであり、アメリカ国内で見つかっている衝突クレーターで最大のものとなります。
陸地からも近いため、調査が比較的行いやすく、当時の環境についても多くの情報が得られることでしょう。
クレーターの外側のふち（上図の外側のほう）の内側では、地下水の塩分が多くなっているということや、クレーター周辺での地震活動も注目されています。
今回のように、昼間でも見えるような特別に明るい流星（はっきりした定義はないのですが、明るい流星をよく、火球（かきゅう）といいます）は、大きさも数ｃｍ以上、質量も１００グラム、１ｋｇ、あるいはそれ以上と見られています。１ｍ大のものでも毎週１個くらいの頻度で大気圏に突っ込んでくると言われていますが、今回ニュージーランド上空に現れた大火球は車ぐらいの大きさがあったかもしれないということです。
火球が現れたとき、爆発するような音がして、あとに煙のようなものが残りました。爆発によって破片が散らばり、地上に落下したものがあるかもしれません。この事件に関しては、けが人など直接の被害はでていないもようです。
多数の市民が明るい光や爆発音、あとに残った煙のようなものを目撃し、警察や天文台などに問い合わせ電話が殺到したということです。飛行機やレーダーからもとらえられ、
地震計にもソニックブームによる振動が記録されました。
（今回の大火球の爆発音と煙）
ニューランド政府所有の研究所である、地質・核科学研究所の研究者は、９カ所の地震計に記録されたデータを分析した結果、今回の空中爆発の地点を算出しました。
サウス・タラナキ（地図参照）の北東約２５ｋｍ、地上約３７ｋｍのところで爆発が起こったということです。
☆ １９９９年７月１９日１０時頃（現地時間早朝３時頃）、イタリアのローマ上空でも火球が現れ、警察や消防署に多数の電話が殺到しました。（CNN ニュースより）
銀河系中心方向がほぼ天頂に見え、
南十字星（右上）と
北十字星（はくちょう座．左下）が同時に見えています。
夏の大三角形も左下付近に見えています。
こうした電離ガスの運動は、銀河系中心に近づくにつれて急に速くなっていることがわかりました。また、星によっては、大量の一酸化炭素分子もつものがあり、この分子のスペクトルを調べれば銀河系中心近くの星の動きもわかります。
こうして得られたガスや星の運動から推定すると、銀河系中心から１〜２光年の空間に、太陽質量の数百万倍の質量があることになります。そのほかの観測事実からも銀河系中心に巨大ブラックホールがあるのではないかという見方が広まりました。
夏の宵、南の空に見られるいて座の方向に、銀河系の中心があります。（
銀河系中心方向が示された写真（Galactic Centerと示された十印。http://www.astr.ua.edu/gifimages/galcenter.htmlより））
この画像で、Sgr A という部分が、銀河系の中心方向です。この方向に約２万６千光年いったところが銀河系の中心になります。 丸い形をした SNR という部分がいくつもあります。これは超新星爆発によってできた残骸のガスです。いかにも大爆発のあとのようです。画像左下にある横棒は、「画面ではこの長さが角度の約０．５度（満月くらい）にあたります」ということを示しています。０．５度の角度に見える、銀河系中心付近の実際の長さは、約２４０光年になります。
カリフォルニア大学ロサンゼルス校の天文学・天体物理学部門のアンドレア・ゲズたちは、銀河系中心にせまる研究をしています。
彼女らは、ハワイ・マウナケア山頂の口径１０ｍのケック望遠鏡で、天体からの赤外線観測を行いました。「スペックル干渉法」という方法で、細かい部分まで観測しました。
強力な点状電波源「いて座A*」（いて座Ａスターと発音します）が、太陽質量の260万倍もある超巨大ブラックホールと考えられています。
ゲズたちは、いて座A*近くの星が、いて座Ａ*のまわりを軌道をえがいてまわっているようすをつきとめました。
２つの星(S0-1とS0-2)は、いて座A*から１０光日（光年ではなく）しか離れていないということです。およそ、S0-1の軌道周期が63年、SO−2が17年の周期ということです。
銀河系中心から数光年以内にある星の運動から、銀河系の中心には、太陽の質量の約２６０万倍の質量があることがわかっています。
チャンドラ・エックス線観測衛星がとらえた銀河系中心の画像を見ると、予想されるよりもかなり暗く、本当に超巨大ブラックホールなのか、疑問ももたれています。
ところが、チャンドラ・エックス線観測衛星が２０００年１０月２７日に いて座Ａ* を観測した際、数時間にわたりエックス線の強さが変化しました。エックス線が、通常の４５倍もの強さになり、しかも１０分とかからないの短時間でエックス線の強さがかなり変動したのです！
ということは、いて座Ａ* の大きさはせいぜい（上限）太陽-地球間くらいということになります。そのような小さな空間の中に、太陽の質量の２６０万倍の質量が入っている、というわけです。これは、超巨大ブラックホール説に有利な観測結果です。
南米、チリ北部の
ラ・シーヤにある
口径３．５８ｍ望遠鏡
ＮＴＴや、
同じくチリ北部のパラナル天文台にある、
４台の口径８．２ｍ望遠鏡のひとつ、「イェプン望遠鏡」
（「イェプン」とは、現地マプーチェ族のことばで「金星」の意味）、
さらに、
ハワイ、マウナ・ケア山頂にある
口径１０ｍの
ケック望遠鏡など
を用いた１０年間
（１９９２年〜２００２年）にわたる観測から、
いて座Ａ* の最も近くに観測されている恒星「Ｓ２」の軌道運動（周期１５．２年）が確認されました。
（上の画像参照．各観測時の「Ｓ２」の位置が、誤差を示す「十」とともに
示されています）
「Ｓ２」は２００２年春、最も いて座Ａ* に接近し、その距離は１７光時
（光年ではなく！）、
これは太陽-冥王星間の３倍程度に相当します。そのときの「Ｓ２］の軌道速度は秒速５０００ｋｍ以上に達していたはずです。
これは光速の６０分の１です！
「Ｓ２］の軌道はかなりの楕円軌道で、
いて座Ａ* から最も遠ざかったときの距離は約１０光日にもなります。
これらの観測から見積もられた いて座Ａ* の質量は、
太陽質量の260万（±20万）倍 となっています。
科学上の大きな研究テーマに、「地球外知的生命探査」（Search for Extraterrestrial Intelligence: SETI セティ あるいは セチと略称されます）があります。
文明が十分発達すれば、電波を使って遠く離れた仲間たちと、情報のやりとりができるようになります。（わたしたち人類も、無線通信を使いはじめて百年くらいしかたっていません。（無線通信における電波伝搬研究の歴史））
電波は、電磁波のなかでも波長がながいため、宇宙空間に浮かんでいる塵によって散らされることがなく、はるか遠方まで進んでいきます。太陽系外の知的生命体と連絡をとるには、電波が好都合と考えられます。こちらから、電波でメッセージを送る実験も行われたことがあります。
逆に、地球外文明の出す電波がすでに地球にとどいてる可能性もあるわけです。
地球外文明からの電波信号をとらえようというとき、いったいどの周波数を調べたらよいのでしょう？
宇宙で最も豊富な元素は「水素」です。水素原子が出す周波数 1420 MHz （波長 21 cm）の電波は、宇宙の雑音の少ない周波数領域にあります。微弱な電波をとらえるには、雑音電波が少ないほうがよいのです。「宇宙に豊富」「雑音が少ない」ということで、未知の知的文明と交信しようという宇宙人は、この 1420 MHz の電波を使う可能性があります。
同じことが、やはり宇宙にありふれた水酸基の出す 1638 MHz （波長 18 cm）の電波についてもいえます。
関連ページ
2004年10月14日の部分日食
太古の火星磁場
マーズ・グローバル・サーベイヤーの磁力計による観測から、火星の南半球の地殻に、幅約１６０ｋｍ、長さ１０００〜２０００ｋｍほどもある、東西にのびる長い帯のような磁場が見つかりました。（東京-小笠原間が約１０００ｋｍ）
火星の南半球の磁場（Views of the Solar Systemより）
太平洋や大西洋のような大きな海の中央付近に見られる海底山脈を中央海嶺（ちゅうおうかいれい）といいます。中央海嶺では、たえずマグマがふきだし、それが冷えて固まり、新しい海底が広がっていきます。（プレートとプレートが離れていく海嶺や、プレートどうしがぶつかりあう海溝（かいこう）など場所では地震が多く発生しています）
地球の磁場は、棒磁石の場合とよく似た磁場になっています。
現在は、北極のほうにＳ極、南極のほうにＮ極があるような磁場になっているのですが、はるかむかしからそのようになっていたわけではありません。過去に何度となくＳ極Ｎ極が逆転してきたことが、岩石に記録された過去の地磁気記録からわかっています。（過去８００万年間（左）と１億６千万年間（右）の地磁気の逆転。青が現在と同じ磁場の向き。黄色は反対）
地球接近天体の衝突危険度
地球に接近する小天体（たいていは小惑星）がつぎつぎに発見されていますが、それらの、地球に対する衝突の危険性がどの程度のものかを示すよい方法がありませんでした。
トリノスケール（NASA Space Science Newsより）
左縦軸に衝突時のエネルギー（天体の大きさ）、横軸に衝突確率が示されています。
★ トリノスケール各レベルの解説
★
資料：
International Monitoring Programs for Asteroid and Comet Threat (IMPACT)
関連ページ：
☆ ２０２７年と２０３９年に地球に接近する小惑星
☆ 小惑星情報のページ ／ 彗星情報のページ
☆ 今後３３年間に地球に０．２天文単位（= ３千万ｋｍ。地球-月間の約８０倍）以内に接近する天体のリスト
☆ これまでに地球に接近した小惑星のリスト
☆ これまでに地球に接近した彗星のリスト
☆ 地球に接近する小惑星のリスト
☆ 地球に接近する小惑星の軌道要素リスト
土星の衛星「チタン」の海
左は「スペックル干渉法」で得られたチタンの近赤外画像。右は通常の方法で得られたチタンの画像。
Credit: Lawrence Livermore National Laboratory
土星最大の衛星「チタン」（ティタンとも。英語読みではタイタン）は、直径が５１５０ｋｍもあり、水星（直径４８７８ｋｍ）よりすこし大きく、月の約１．５倍です。（太陽系最大の衛星は木星の衛星「ガニメデ」ですので、チタンは太陽系第２の巨大衛星です）
可視光で見たチタンは、分厚い霧によって表面のようすがかくされていますが、可視光に近い近赤外で見るとモヤがすみが減ります。表面がかろうじて見えるような波長域が近赤外に存在するのです。こうした波長域をつかってチタンの観測が行われています。
動きのある被写体を高速シャッターで撮影すれば、被写体は止まって写ります。同様にして、大気のゆらぎの影響がでないほど短時間の露出で多数の撮像を行い、それらをコンピューターで処理するという方法が「スペックル干渉法」です。
（資料： ローレンス・リヴァモア米国立研究所広報資料）
Credit: Athena Coustenis (DESPA) et al, PUEO, CFHT
（波面補償光学について詳しくはこちら）
チタンのスペクトル観測から、チタンに雲があるらしい、ということがいわれてきましたが、いったいチタンのどこに雲が発生しているのか手がかりがありませんでした。
チタンの南極地方に発生した雲
（ケックIIによる観測。２００１年１２月〜２００２年２月）
Credit: M.E. Brown, A.H. Bouchez, C.A. Griffith
このころ、チタンの南半球は真夏を迎えており、南極付近には６年以上にわたり太陽光があたっている時期でした。太陽光であたためられた結果、上昇気流がおこり雲ができたのかもしれません。
チタンの大陸？（ケックIIによる観測。２００１年１２月３日）
Credit: M.E. Brown, A.H. Bouchez, C.A. Griffith
関連ページ
参考ページ
☆ 土星探査機のニュース
★ 土星についてもっと詳しく知りたい人のために→＜ザ・ナイン・プラネッツ - 土星のページ＞
チェサピーク湾の衝突跡
チェサピーク湾の天体衝突跡（内側が直接の衝突域)
Credit: U.S. Geological Survey
１９９３年、アメリカ、ヴァージニア州にある、チェサピーク湾地域の地震データの解析から、天体が衝突したらしい構造が見つかり、その後の詳しい調査により、そのことが確認されました。
（資料： explorezone.com NEWS; U.S. Geological Survey）
関連情報：
関連ページ：
ニュージーランド上空の大火球
１９９９年７月７日（七夕の日！）、日本時間１３時１５分（現地時間１６時１５分）、ニュージーランドの北島東岸のナピア(Napier)と西岸ニュープリマス(New Plymouth)の間の上空に、大流星が出現しました。
（資料： ASTRONET; CNN News (1); CNN News (2); 地質・核科学研究所広報資料）
関連ページ：
銀河系中心の超巨大ブラックホール
オーストラリアで撮影された天の川
撮影：福島英雄
銀河系中心近くにある電離ガスのスペクトルを観測しますと、ドップラー効果によって、そのガスが、どのように運動しているかがわかります。
☆ 波長0.92cm （周波数 330MHz)の電波で見た銀河系中心方向
（大判写真(757KB)。
http://rsd-www.nrl.navy.mil/7213/lazio/GC/index.htmlより）
チャンドラ・エックス線観測衛星がとらえた銀河系中心
１９９９年７月、スペースシャトルから軌道に放出されたチャンドラ・エックス線観測衛星が初めてとらえた、銀河系中心の超巨大ブラックホール近傍から出ていると見られるエックス線（真ん中の光点。小さな光点のすぐ左上）。
予想されていたよりもかなり暗く、それがなぜなのかが議論されています。（詳しくは
こちらやこちらをごらんください）
可視光で銀河系の中心を観測しようとしても、私たちと銀河系中心の間に散らばっている星間塵によって、見通しがききません。（コップ１ぱいなら透き通って見える池の水でも、池の底まではまったく見えないことがありますね）
ところが、赤外や電波なら、星間塵の影響をそれほど受けずに銀河系中心の観測を行うことができます。
いて座A*の位置と、1995年から1999年までの周囲の星の位置
縦横は角度の1秒
（http://www2.keck.hawaii.edu:3636/realpublic/gen_info/kiosk/news/andreaghez.html／
http://www.astro.ucla.edu/~ghez/gc_nat.htmlより）
（資料： Scientists look into Milky Way core; Stars at Center of Milky Way Accelerate by More Than 250 Miles per Hour per Year in Orbit Around Massive Black Hole; KeckAstronomers Observe Acceleration of Individual Stars at Center of MilkyWay Galaxy; The Accelerations of Stars Orbiting the Milky Way's Central Black Hole）
★ いて座Ａ* の大きさ
★
エックス線も電磁波の仲間ですので、光で考えると考えやすいかもしれません。
天体全体が真っ暗になっても、天体に奥行きがあるため、（奥行き÷光の速さ） だけ、暗くなるのに時間がかかります。
１０分以下で明るさが変わる、ということは、この天体の大きさはせいぜい太陽-地球間くらいになってしまいます。（太陽からの光は８分２０秒ほどで地球にとどきます）
さらに今後、同様な観測が集まるにつれて、より正確な「大きさの上限」が求められるでしょう。
資料
★ いて座Ａ* の質量
★
いて座Ａ*近傍の星「Ｓ２］の軌道
Credit: ESO
２光日（光年ではなく！）に相当する長さが
「←→」で示されています。
その後の観測から、いて座Ａ* の質量は、太陽質量の３７０万倍と求められています 資料：1
2
3
いて座Ａ* の質量や、いて座Ａ* までの距離に関する、より新しい情報が
こちらで見つかるでしょう
★
「銀河系の主要な腕は２本」という、宇宙からの赤外観測による研究結果
★
関連ページ：
家庭や仕事場から参加できる宇宙人探し
この広大な宇宙で、知性をもつ生き物はわたしたちだけなのでしょうか？
テレビの電波やＦＭラジオの電波は、電離層を突き抜けて宇宙空間に出ていきます。 テレビ放送がきまった時刻に放送されるようになったのは、１９２８年５月にアメリカ、ニューヨーク州でのことですが、そのとき以来、テレビの電波が宇宙に飛び出しているわけです。地球から半径約７０光年の空間まで、地球のテレビ電波が届いていることになります。（地球に近い恒星のリスト ／ おそらくこちらが最新データ）
ある番組を見たいというとき、どのチャンネルで放送しているのかがわからないと困りますね。（最近は衛星放送もあり、チャンネルが増えました）
宇宙の雑音
グラフの横軸は周波数、縦軸は、地球大気や銀河、宇宙背景放射などによる雑音の大きさを示しています。中央下に、谷のようになった少し平たいところがあります。ここは雑音の少ないところで、「Ｈ］が水素原子、「ＯＨ」が水酸基分子の出す電波の周波数位置を示しています。
「Ｈ］と「ＯＨ」は、Ｈ2Ｏ（水）を構成するというので、1420-1638 MHz の周波数領域は「ウォーターホール」（水たまり）とよばれています。生命にとって、大切な水。きっとどの知的生命体も、そんな水に関係のあるこの低雑音領域選んで交信を行うのではないか、そんな希望も「ウォーターホール」ということばにこめられています。
☆ 関連ページ： SETI Program について; SETI: The Radio Search; The Frequency Problem
ＳＥＴＩのほとんどが、この「ウォーターホール領域」の電波を対象に調査を行っています。そんなＳＥＴＩプロジェクトのひとつに、「セレンディプ」(SERENDIP: Search for Extraterrestrial Radio Emissions from Nearby Developed Intelligent Populations)があります。（このことばに関係した SERENDIPITY には、「思いがけない発見」の意味があります。詳しくはこちら）
ひとことでいえば、「便乗観測ＳＥＴＩ」です。ほかの天文学者が、電波望遠鏡という巨大アンテナで何かの天体を観測しているとき、ついでに同じ巨大アンテナで電波を受信させてもらうのです。
ですから、どの方向が観測できるかわかりません。本来の観測者しだいであっちに向いたりこっちに向いたり。でもぜいたくはいえません。いつどこからくるかわからない宇宙人からの電波を待ち受けるのですから。
現在「セレンディプ」は、プエルトリコにあるアレシボ天文台の直径３０５ｍ電波望遠鏡で便乗観測が行われています。
アレシボの直径３０５ｍ電波望遠鏡
(Photos Credit: David Parker / Science Photo Library / Arecibo Observatory)
単一の電波望遠鏡としては世界最大。カルスト地形の谷の地形を利用してつくられました。おわん型部分は固定なので、おわんの上につり上げられた受信器部分を、垂直位置から２０度の範囲まで動かせるようにしています。（「セレンディプ」では、３０５ｍアンテナで受信した電波を、この写真の右にさおのようにのびているアンテナ（短い方）に集めています。
観測対象の電波は、水素の出す 1420 MHz （波長 21 cm） のあたり（幅2.5 MHz）で、２４時間受信しています。（地球の自転や公転、銀河系内の太陽の動きなど、相手側とこちら側、相互の運動によって、受信する電波にドップラー効果が起こります。このため、観測する周波数には、いくぶんゆとりをもたせる必要があるのです。また、電波観測なので、天気がわるくても大丈夫！ ２４時間観測ができます）
受信した電波信号は、磁気テープに記録され、同時に、地球外知的文明から発信されているような人工的な信号が入っていないかを強力なコンピューターを使って高速に調べていますが、そのデータの量があまりに膨大（１日で約３５ＧＢ）なため、丹念にチェックすることができません。そこで、世界中のパソコンにお手伝い願おうというのが「ＳＥＴＩ＠ｈｏｍｅ」（セティ・アット・ホーム）計画です。そのための観測は１９９８年１０月に始まり、２年かけて観測範囲（赤道座標の赤緯１度〜３５度まで）を２回または３回観測します。
パソコンには、たいていスクリーンセイバーというソフトが入っています。マウスやキーボードなどを操作していない時間がしばらくつづくと、自動的に写真やアニメーションが表示されるソフトです。（マウスやキーボードを動かすと、もとの画面にちゃんと戻ります）
アレシボで受信した電波信号の膨大なデータ（磁気テープは、アレシボからアメリカ、カリフォルニア大学に郵送されています）を０．２５ＭＢずつ細切れにして（観測時刻、方向、その他の付加情報が加わり、実際には０．３４ＭＢ）、協力してくれるボランティアの人のパソコンにインターネットを使って送ります。ボランティアのパソコンの電源が入っていて、マウスやキーボードをしばらく操作しないでいると、スクリーンセイバーとして、電波信号の分析プログラムが動きはじめます。（ＳＥＴＩ＠ｈｏｍｅのスクリーンセイバーは、主なパソコン用が、１９９９年５月１７日（アメリカ時間）から無料で公開されました）
SETI@homeのスクリーンセイバーが働いているときの画面例
右上の Data Info に、どの方向（赤道座標）をいつ観測したデータかなどが示されています。（Fromという行の hr min sec deg min sec の数字をメモして、このページに記入すると、どの方向を観測したかがわかります）
Recorded on に観測日時が世界時（＋９時間で日本時）で表示されています。
Base Frequency に示されている周波数から、プラス約10 KHz の間の電波を分析しています。
右中央の User Info には、あなたが登録した名前や、あなたのパソコンでこれまでに分析した「細切れデータ」の数や使用したコンピューターの時間が示されています。
左には、データの分析が何％済んだかが、横になった赤い棒グラフで示されています。
（上の例では２３．５５７％済んでいます）
下半分に示されている「ビル群」のようなグラフは、分析のようすを示したものです。
細切れデータは、周波数の幅が約10 kHzで、約１０７秒ぶんに切り出されたもので、グラフの横軸が周波数幅約10 kHzで、奥行きが観測時間の約１０７秒になっています。「ビルの高さ」が電波の強さにあたります。
さまざまなパターンをあてはめ、怪しい信号を探し出す膨大な計算が行われているのです。 スクリーンセイバー画面について詳しくはこちらをごらんください。
パソコンの使用頻度によりますが、数日から１ヶ月くらいで、データの分析が済むと、次のデータが０．２５ＭＢ分送られてきます。これを繰り返すわけです。
インターネットを通じて世界中のボランティアのパソコンにデータを送り、パソコンのあき時間を利用して宇宙人探しをしてもらおうという、すばらしいアイデアです。（これまでに何人が参加しているか等）
ＳＥＴＩ＠ｈｏｍｅのスクリーンセイバーでは、どんな信号が探されているのでしょうか？
もし、あなたが、地球外文明に、水素原子や水酸基分子の出す電波の周波数でメッセージを送ろうとしたとき、広い周波数の範囲で出すのではなく、狭い周波数の範囲を使うことでしょう。狭い周波数域にエネルギーを集中させたほうが、無駄がなく、雑音より目立たせることができます。
受信する側で言えば、ひとつひとつのチャンネルの周波数の広がりが大きいほど、よけいな雑音も広くひろってしまう、ということです。
はるか遠方からの微弱な信号をとらえる上で、「雑音に埋もれないようにする」ことは重要なことです。
というわけで、ＳＥＴＩ＠ｈｏｍｅでも、いろいろな周波数に広がった信号ではなく、狭い周波数域の信号を探します。
例えば、1 〜 10 GHz の周波数の範囲を調べるのに、1 GHz の幅でチャンネルを区切ると１０チャンネル調べれば済みますが、1 MHz なら １００００チャンネル、1 KHzなら １０００００００チャンネルも調べなければなりません。
つまり、細かい幅の周波数で調べるには、膨大な数のチャンネルを調べることになるのです。
「セレンディプ」では、1.7秒毎に、0.6 Hz 幅の１億６千８百万チャンネル分が処理されているのです！！
アレシボの巨大アンテナは、地面に固定されていますから、観測中は、頭上の特定方向を向きっぱなしです。いっぽう、地球がゆっくりと自転していますから、頭上の星々は、西のほうへすこしずつ位置を変えていきます。（この、「みかけの空の動き」を日周運動といいます）
したがって、頭上のある天体からの信号は、１２秒ほどたつと、アンテナの受信方向から出てしまいます。つまり、受かりはじめてから１２秒ほどで静かになってしまうような信号は、地球からではなく宇宙からやってきている信号と考えられます。（そのような信号の強さは、時間経過に対しガウス分布という曲線を当てはめることができます）
（スクリーンセイバーで分析するために送っている細切れデータは、周波数の幅が約10 kHzで、約１０７秒ぶんに相当します。分析画面の、立体グラフの横軸が周波数幅約10 kHzで、奥行きが観測時間の約１０７秒になっています ）
信号も、意味のあるものにしようとすれば、だらだら続くものではなく、モールス信号のような、とぎれとぎれの信号、パルス状の信号のはずです。
相手側と地球側、それぞれの天体が自転や公転、銀河系内の運動をしているわけですから、受信される電波には、ドップラー効果が起こります。
このドップラー効果の影響を、データからすべて取り除くのはたいへんです。約５０００通りのパターンを想定し、１７５０億回以上の計算が細切れデータについて行われます。
このような膨大な計算が、（少しの受信データについてですが）あなたのパソコン上で行われるのです。
ＳＥＴＩ＠ｈｏｍｅ についてもっと詳しく知りたい、スクリーンセイバーを自分のパソコンにダウンロードしたい、というかたは、
こちらをごらんください。（インストールのメモ）
（主な資料： ET, phone SETI@home!; SERENDIP; 「科学者たちのまじめな宇宙人探し」石原藤夫ほか共著 （立風書房））
関連ページ：
日本天文学会発行の月刊誌「天文月報」1999年12月号 pp. 628-633 にも 「SETI@home - 分散処理による地球外生命体探査」（立川崇之） という、今回の計画についての解説記事があります。
ＳＥＴＩ＠ｈｏｍｅ継続きまる！
ＳＥＴＩ＠ｈｏｍｅプログラムは２００１年５月で終了する予定でしたが、 民間の太陽系探査・地球外知的生命探査推進団体である 惑星協会などの資金援助によって、計画の継続がきまりました。（２０００年８月８日発表： １、２、３ ）
２０２７年と２０３９年に地球に接近する小惑星１９９９年１月の報告によりますと、地球軌道近傍を通過する直径１ｋｍ以上の小惑星が、最近では１カ月で約５個のペースで発見されているということです。
１９９９年１月１３日に、アメリカ、ニューメキシコ州にある観測所（マサチューセッツ工科大学のリンカン研究所による地球接近小惑星研究計画「リニア」(Lincoln Near Earth Asteroid Research）の観測施設）の口径１ｍ望遠鏡で発見された小惑星 1999 AN10 （直径は１〜２ｋｍ程度）は、地球軌道にかなり接近するような軌道になっていることがわかりました。
視点をかえて見た、小惑星 1999 AN10 の軌道と地球の軌道 - xephem で作図
1999 AN10 は太陽を１．８年ほどで１周していますが、上図のように、地球軌道と２カ所（２月と８月に地球があるあたり）で接近しています。こうした場所で、その小惑星と地球がたまたま出くわせば、２天体の接近が起こるわけです。
そのような接近が２０２７年８月に起こります。どの程度地球に近づくのかは、今後、 1999 AN10 の位置観測が多数集まるにつれ、はっきりしてくるはずです。1999 AN10 の軌道を詳しく調べたイタリアの天文学者らは、２０２７年の接近がどの程度の接近になるかによって、その後の２０３９年８月の地球への接近の度合いが大きく左右されることを発表しました。
２０３９年に 1999 AN10 が地球に衝突する確率は１０億分の１と見られており、心配するにはあたらないのですが、この小惑星は、今後６００年くらいは地球軌道近くにある「あぶない小惑星」として目が離せない天体になりそうです。
1999 AN10 のその後の観測が集まり始めました。新しい観測データにより、1999 AN10 の軌道がより正確にわかってきます。
新たな観測を含めて改訂された計算では、２０２７年８月７日に、1999 AN10 は、地球の中心から３万７千ｋｍ（地球の表面から２万４千ｋｍ）まで接近する可能性がある、ということです。この接近時には、それ以上地球に近づくことはなく、衝突する可能性は事実上ゼロ、ということがわかりました。
この図は、1999 AN10 が、２０２７年８月７日に、どれくらい地球に接近しそうか、を示しています。中央の小さな点が地球で、1999 AN10 は、長い線（本当は幅１２００ｋｍ，長さ１６０万ｋｍという極端に長細い楕円）のどこかを通過するようにして、この図の平面を貫いていくのです。この線と地球とが最も近づく距離が３万７千ｋｍなのです。線の中心（細長い楕円の中心）が×で示してあり、ここがもっとも通過しそうな所（地球の中心から５万８千ｋｍの所）になります。
２０３９年に、地球に衝突する確率はさきの見積もりよりは多くなりましたが、それでも約１０００万分の１というわずかなものです。さらに、今後も観測が集まるにつれ、より確かな計算が可能になるでしょう。
その後、さらに集まった観測データ（１３０日分）により、再計算が行われた結果、
２０２７年８月７日の地球最接近時における、誤差楕円の中心は、地球からさらに離れ、約２０万ｋｍとなりました。
いずれにせよ地球の中心から約３７０００ｋｍより接近することはありません。
２０２７年８月７日の地球最接近時に、図の、地球の左を通過するようなら、小惑星軌道の公転周期は短くなり、右を通過するようなら、公転周期は長くなります。
もし、この細長い誤差楕円内の、 ある狭い範囲を通過する場合には、その後の地球ニアミスコースに入ることになります。２０３９年の衝突シナリオというのは、２０２７年のそうした狭い範囲と、２０３４年の狭い範囲を２重に通過したケースなのです。（したがって、いかに起こりにくい現象かがわかります）
今回の再計算によって、２０２７年の誤差楕円が移動したため、２０３９年の衝突はあり得ないこととなりました。
ただ、今度は、２０４４年８月６日と２０４６年８月７日の衝突の可能性が出てきてしまうました。いずれも、２０２７年の誤差楕円中、ある狭い範囲を通るだけでその可能性が出てくるのです。 とはいっても、衝突の確率は、２０４４年のケースで５０万分の１程度。２０４６年のケースでは５００万分の１程度です。
さらにその後、小惑星 1999 AN10 が写っている古い写真が発見されました！
１９５５年〜１９５７年にかけて、カリフォルニア州パロマー天文台の口径１．２ｍのシュミットカメラ（写真専用の望遠鏡）を使って撮影された写真星図を、ドイツのアマチュア天文家２人が丹念に調べました。たいへんな作業の結果、１９５５年１月２６日に撮影された写真に、問題の小惑星のかすかな像が写っているのを発見したのです。（写真中央に小惑星が動いた軌跡が写っています）
この観測位置を計算に加えることにより、1999 AN10 の軌道が一層正確にもとまりました。
この新しい計算の結果、２０２７年の地球への接近も３万ｋｍということにはならず、約３９万ｋｍという月までの距離に相当するほど離れることがわかり、２０４４年と２０４６年の衝突の可能性も事実上なくなったことがわかりました。
もし、１９５５年の観測がなかったら、何年かは、 1999 AN10 の衝突について心配が続いてきたかもしれません。この天体については、２０７６年の１２０万〜７５０万ｋｍ程度の接近まで、しばらくは安心できそうです。
（資料： M.P.E.C. 1999-B03; 1999AN10; The Case of NEO 1999AN10; Published threat of possible asteroid impact stirs controversy; Research on Near Earth Objects; NEAR EARTH ASTEROID 1999 AN10; CLOSE EARTH APPROACHES OF ASTEROID 1999 AN10: RESONANT AND NON-RESONANT RETURNS; Asteroid Poses Little Danger to Earth in Near Future; Scientists say asteroid may tango with Earth; Earth set for close asteroid encounter; 40-Year Asteroid Warning; Asteroid's Path May Be disastrous; The Continuing Story Of Asteroid 1999 AN10; New Analyses Identify a Small Possibility that Asteroid 1999 AN10 Could Collide with Earth in 2044 or 2046;
MPEC 1999-N21; Update On Asteroid 1999 AN10; Another asteroid threat defused; Near-Earth Asteroid No Longer A Collision Threat）
関連ページ： ２０２８年に地球に接近する小惑星; 小惑星情報のページ
☆ 今後３３年間に地球に０．２天文単位（= ３千万ｋｍ。地球-月間の約８０倍）以内に接近する天体のリスト
☆ これまでに地球に接近した小惑星のリスト
☆ これまでに地球に接近した彗星のリスト
☆ 地球に接近する小惑星のリスト
☆ 地球に接近する小惑星の軌道要素リスト
流星の音
スペイン、アンダルシア上空に現れたマイナス１０等の大火球（写真・音とも http://home.wxs.nl/%7eterkuile/leonids/1995/soundrec.htm より）
昼間でも見えそうな特別に明るい流星（はっきりした定義はないのですが、明るい流星をよく、火球（かきゅう）といいます）は、大きさも数ｃｍ以上、質量も１００グラム、１ｋｇ、あるいはそれ以上と見られています。
そんな大火球では、ソニックブームが生じることがあります。火球が見えた数分後に、雷鳴のような音が聞こえることがあるのです。上に示した写真と音ファイルがその例です。
それとは別に、「大火球と同時に聞こえる音」が昔から報告されています。
火球と見えたと同時に、シュっというような音が聞こえた、というのです。
ただ、この現象はたいへんまれなようで、ベテランの流星観測者でも経験がないかもしれません。調査にもとづく見積りでは、毎夜屋外で過ごす人（あまりこのような人はいませんが）が生涯に１度「大火球出現と同時に聞こえる音」を経験するくらいだ、ということです。
そのようなたいへん珍しい音の録音に成功した研究者がいました！
１９９８年１１月のしし座流星群を、モンゴルで観測した研究者は、火球と同時に聞こえる音の録音に成功したのです。（録音された音。２度カチっという音が聞こえますが、その間に聞こえるドサっという音が問題の音です。再生にはRealPlayerが必要です） ）
光と音の速さは大きく異なるので、発生源が遠くなるほど音はかなり遅れて聞こえるようになります。
では、いったいどうして同時に音が聞こえるのでしょうか？
その原因がわからなかった１９８０年代までは、この現象は心理的なもので実際に音が聞こえるわけではない、ともいわれていました。
１９８０年に、その原因を解明した論文を発表したのが、オーストラリア、ニューカースル大学のコリン・ケイ (Colin Keay)でした。
彼の考えでは：
ある程度の高度以下まで突入した大火球によって、プラズマの乱流ができます。この乱流プラズマは、地球磁気圏の磁力線にからみつき、ひきずります。直ちにプラズマが冷えるとともに、乱された状態の磁力線ももとにもどります。このときに極めて低い周波数の電磁波が発生し、光の速さで地上に達します。観測者の近くの物体がその電磁波に揺さぶられれば、同じ周波数の音がでる、というわけです。
電磁波が誘発する、観測者周囲の物体からの音、というものが、はたして聞こえるのかどうかについても、ケイは実験を行いました。
その結果、髪の毛やめがねのふちなど、身のまわりのありふれたものが低い周波数の電磁波に反応すること、その音が聞こえる人と聞こえない人がいること、などがわかりました。
大火球から、たいへん低い周波数の電磁波がでることも観測で明らかになり、ケイの考えが支持されるようになってきました。どのようにして電磁波が発生するのかについては、まだ正確なことがわかっていません。
オーロラにともなう音、という現象もあり、同じメカニズムで音が発生しているのかもしれません。
（資料：Sonic boom recordings of the bright Taurid fireball over Andalucia, Spain on november 17, 1995; Fireball Sounds; Re:(meteorobs) Sound & feeling after -10 Leonid around 0220 EST.; Sound of shooting stars; Geophysical Electrophonics; Abnormal sounds produced by meteors; Are Auroral Sounds A Real Physical Effect?; Re:(meteorobs) Sound & feeling after -10 Leonid around 0220 EST. ; re:(meteorobs) Are meteors audible?; Sizzling skies;
福田 明「流星バースト通信」コロナ社 1997）
☆ 関連ページ： 流星・隕石情報のページ; 磁場とプラズマの運動）
２０００年３月１８日以降、サービスを中止したイリジウム衛星は、軌道上の不用物体となり、じゃまなため、高度をさげて、大気圏に突入させる計画です。いつ頃、どの辺の上空に突入するかが、あらかじめ予測できるため、この「人工の流星」を観測すれば、「流星の音」に関する貴重なデータが得られるかもしれません。（資料。イリジウムのその後のニュース）
Sky & Telescope誌の２００７年２月号１２ページ目に掲載された、アメリカ、ネブラスカ州の読者からの手紙によりますと、数年前に
目撃した例では、雲を通して火球の閃光が見え、雷のような音が聞こえたということです。
このときは多くの目撃者があり、ニュースになっていたということです。投稿者の祖父が、その９５年前に、同様の経験をしていたそうです。
さらに、投稿者の兄弟にあたる人物の、数年前の経験では、夕方すっかり暗くなった頃、
シューという音がしたので振り返ると、その方向の空に火球が見えたそうです。
★ 流星の出す超低周波音について
★ Infrasonic Observations of Fireballs
アンドロメダ座ユプシロン惑星系
太陽系とアンドロメダ座ユプシロン惑星系の比較図b, c, dと示したのが、アンドロメダ座ユプシロンをまわる３惑星。
赤丸の大きさは、惑星の大きさの比に合わせてあります。
点線の円は、内側から水星、金星、地球、火星の軌道の大きさを示しています。
１ＡＵ（エーユー）とは、１天文単位のこと。
ユプシロンはギリシャ文字 υ です。
アンドロメダ座のユプシロン星（地球からの距離 ４４光年、明るさ ４．０９等、表面温度約６千度、質量 太陽の約１．３倍、明るさ 太陽の約３倍）の周囲に、３つの巨大惑星が存在するらしい、ということが突き止められました。
ユプシロン星の周囲に、ある程度の質量の天体がまわっていれば、ユプシロン星はわずかにふらつきます。（極端な図ですが、こんなイメージです）
アンドロメダ座ユプシロン星のスペクトルが詳しく観測され、ユプシロン星のふらつきが調べられました。（星のスペクトルから、その周囲に天体がまわっていることを知る方法については、こちらとこちらをごらんください）
アンドロメダ座ユプシロン星のふらつきぐあいを、うまく説明するには、ひとつの惑星だけでは不十分で、３つの惑星を考えると良いことがわかったのです。
もっとも内側をまわる惑星は、ユプシロン星から０．０５９天文単位離れたところをまわっており、質量は木星の3/4以上。たった４．６日でユプシロン星を一周しています。この惑星の存在は１９９６年に検出されていました。さらに蓄積された観測データから他の２つの存在も明らかになったのです。
ユプシロン星から平均距離０．８３天文単位離れたところをまわる惑星は、木星の２倍以上の質量をもち、ユプシロン星を２４２日の周期でまわっています。
もっとも外側、ユプシロン星から平均距離２．５天文単位のところを３．５〜４年でまわる惑星は、木星の４倍以上の質量をもちます。
今回新たに検出された２つの惑星は、いずれも軌道がやや楕円になっています。
ユプシロン星のこんな近くに、木星のような惑星ができることは、現在の理論では説明がつきません。水が氷になるくらいの距離（およそ４天文単位以遠）である必要があるのです。検出された３つの惑星はすべて４天文単位の範囲におさまってしまいます！
もともと３つの惑星たちは、もっと外側にできたのかもしれません。惑星になりきれなかった塵からなる円盤、あるいは第４の惑星と重力で引き合い、その結果軌道が内側に移動したのかもしれません。
地球のような質量の小さい惑星の存在を検出するのには、現在とられている方法では正確さが足りません。もしかすると、アンドロメダ座ユプシロン惑星系には、私たちの知らない小さな惑星がまだあるのかもしれません。
この研究発表以前に、少なくとも１８個の惑星検出が発表されていましたが、私たちの太陽系のようないくつもの惑星からなるものが検出されたのは、これが初めてです。
（資料：BBC ニュース; CNN ニュース; NASA Space Science News; The Lick Observatory Planet Search; Evidence for Multiple Companions Upsilon Andromedae; Multiple Planets discovered around Upsilon Andromedae）
ヒッパルコス衛星による精密な恒星位置測定により、アンドロメダ座ユプシロン星のふらつきが直接観測されました。最も外側の惑星の公転周期と同じ周期（１２６９日）で位置がふらついていたのです。この観測データから、最も外側の惑星の質量が、「木星質量の約１０倍」で誤差は木星質量の５倍と求められました。（BBC ニュースより）
火星の南極地方１９９９年１２月４日に、火星の南極地方に着陸するマーズ・ポーラー・ランダー。安全な着陸地点を選ぶためにも役立つような、火星地形の研究が行われています。
火星の南極
幅約３千ｋｍ。白い場所は、ドライアイスの氷で常時覆われているところ。
枠内が、マーズ・ポーラー・ランダー着陸予定地域
白いところはドライアイス。起伏は実際の５倍に強調。
マーズ・ポーラー・ランダー着陸予定地域。この画像は火星南半球の春に撮られたもの。
白いのはドライアイスの霜。起伏は実際の２倍に強調。
マーズ・ポーラー・ランダー着陸予定地域。この画像は火星南半球の夏に撮られたもので、ドライアイスの霜がこの場所には見られません。起伏は実際の４倍に強調。
http://cass.jsc.nasa.gov/research/msp/msp.htmlより。
いずれも、１９７６年に火星をまわる軌道に入ったバイキング探査機の軌道周回機（オービター）から得られた画像によって作成されたものです。
スペースシャトルがとらえたＵＦＯとは？
シャトルのカメラがとらえたＵＦＯ（MPEG動画 1.79 MB "NASA Shuttle video feed shows attack on UFO" より)
１９９１年９月に飛行を行ったＳＴＳ-４８ ディスカバリーの貨物室後部におかれていたテレビカメラが、ふしぎな物体をとらえました。
地球の地平線近くに見えていた光の点が、急に動きを急変させたのです。
この映像をよく見ますと、動きが急変する直前に、ぱっと画面のすみが明るくなります。また、地平線近くに見える光点の左下の光点も同じような動きをしています。
いったい、この物体の正体はなんでしょうか？
アメリカの議会でもこのビデオのことが取り上げられ、ＮＡＳＡでは、ビデオを調査を行いました。
スペースシャトルでは、水素と酸素を化学反応させてできる水と、その反応で発生する電力を使っています。（このような発電方式を「燃料電池」といいます）
その際、余った水は船外に捨てています。
また、宇宙飛行士の尿も汚水タンクがいっぱいになると宇宙空間にすてられます。こうした水分は、たちまち凍りついて、太陽の光でダイヤモンドのように光る粒に変身するのです。
エンジン付近についた氷がはがれ、シャトルの周囲に漂っていることもあります。
そして、ぴかっと光ったのは、シャトルの姿勢制御システムの噴射によるもので、噴射ガスが近くに浮かんでいた粒を押しのけたのです。ＳＴＳ-４８の飛行記録によると、確かにこの現象にときに噴射が行われていました。
でも、映像を見ると、シャトルは夜側を飛行しているのに、なぜ氷の粒が光っているのでしょうか？
この映像を記録したカメラは、シャトルの後方を向いているので、夜の地球を映しているのですが、シャトルそのものは昼側に出たところなのです。
シャトルのテレビカメラがとらえたＵＦＯのなぞ。納得していただけましたか？
（資料： UFOs, or a Light Show?; NASA Shuttle video feed shows attack on UFO）
