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第二章　おどり出た太陽系の脇役たち――小天体の世界――

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　　　1　個性豊かな衛星とふしぎな環　top

　太陽系の主役ともいうべき惑星につづいて、今度は惑星をまわる衛星や、小惑星、彗星など、太陽系の脇役とされてきた小天体に焦点をあてて、それらの様々な顔つきや性質をみていくことにしよう。
　惑星の軌道はお互いに大きく離れているが、その間はけっして空虚な空間ではなく、多くの小天体が存在している。
　ただこれらの小天体に関する情報は、これまできわめて乏しいものであった。
　それが近年の観測手段の進歩によって、小天体の様相が急速に明らかになってきたのである。
　もはや小天体は日陰の存在ではない。
　それどころか、これらの実態がわかってきてこそ、私たちは太陽系の全体像を正しくつかむことができるのである。
　まずは衛星からみていこう。

　生きていた衛星――活火山の発見

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　木星には数多くの衛星があるが（現在知られているのは一六個）、このうち一六一○年にガリレオが発見した四大衛星は特に有名で、一般にガリレオ衛星の名で親しまれている。
　これらは木星に近いものから順に、イオ、エウロパ、ガニメデ、カリストと名づけられている。
　この中で、イオはその大きさといい平均密度といい、地球の月にきわめてよく似ており、その性質からいえば地球型惑星の仲間に入れても少しもおかしくない天体である。
　イオは主として岩石質の物質からなり、中心には鉄を主成分とする核が存在するだろうと考えられている。
　さて、ボイジャー1号と２号の観測の結果、活火山は全部で一〇個あることが明らかになった。
　これらの火山は、どれもが同じような活動をしているわけではなく、その活動様式にはいくつかのタイプがみられた。
　最も規模の大きな噴火はペレという名の火山でおこっており、高さ三〇〇kmにもなる噴煙が雨傘状に広がって降下し、イオの表面に直径一二〇〇kmにわたって噴出物をつもらせていた。
　これはどの噴火は地球の火山では例がなく、現在知りうる限り、太陽系の火山噴火としては最大の規模をほこるものだ。
　イオは全体として赤くかがやくが、その色ぱ火山活動で放出される物質に関係している。
　この赤っぽい物質が硫黄やその化合物ではないか、という考えは以前からあり、ボイジャーの観測で得られた反射スペクトルの解析からそれは確かなものになってきた。
　硫黄は常温では黄色が普通であるが、温度が高くなるにつれて赤っぽい色に変わり、三〇〇℃をこすくらいになると黒くなる。
　一方イオの表面は全体的には赤っぽいが、くわ仕組みると白、オレンジ、赤、黒などの色が入り乱れている。
　従ってイオの表面は、硫黄の色に対応した様々な温度分布を示しているのではないか、と考えることができる。
　しかし、表面物質がすべて純粋な硫黄ばかりであるとも考えられず、いろいろな化合物や不純物も混じり合っているとみたほうが実際的に思われる。
　特に表面の白い物質は二酸化硫黄（ＳＯ2）の霜のようなものらしい。
　先にものべたように、イオは地球の月と大きさや性質がそっくりである。
　月でも大昔（三〇億〜四〇億年前）に火山活動はあったが、今は活動を停正した死の天体となっている。
　それなのに、月とよく似たイオで、なぜこうも活発な火山活動がおこっているのであろうか。
　実はイオ内部の熱源は、放射性元素の崩壊熱ではなくて、潮汐加熱とよばれる現象にあると考えられている。
　木星をまわるイオの軌道はその外側のエウロパの引力の影響をうけて、少しいびつな惰円となっている。
　そのため、木星との距離の変化に応じて、木星の強い潮汐力によるイオ本体のひずみ変形が周期的にくり返される。
　その結果、ゴムまりをもみつづけていると中が熱くなってくるのと同じようにイオの内部が加熱され、ついには溶けてくるというわけである。
　この潮汐加熱効果は、ボイジャー1号が木星に接近する少し前に、ＮＡＳＡの研究者たちによって予言されていたのだったが、それがイオの活火山の発見で劇的に証明される形になったのである。
　ところで、一九七九年にボイジャーがイオを観測してから一九九五年末にガリレオ号が木星に到着するまでの十数年間、木星探査には空白の期間がつづいた。
　その間、イオの活火山はどうなっていたのだろうか。
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　実はその期間にも、ハップル宇宙望遠鏡や地上の大望遠鏡が追跡観測をおこない、噴煙のスペクトル分析などがなされていたのである。
　これらの成果と新しいガリレオ号の探査で、イオの活動についての新しい事実がさらに得られはじめてきた。
　その中でも特に注目されるのは、火山活動をおこすマグマに一一〇〇℃をこえる高温のものがあり、それが少なくとも一〇ヵ所以上から噴き出しているのがわかったことである。
　従来考えられていた硫黄のマグマは、せいぜい四〇〇℃くらいの温度しかない。
　それが一一〇〇℃をこえる温度となると、地球の火山と同じ珪酸塩質の、玄武岩マグマに相当するものを考えなければならなくなる。
　このことから、イオの地殻は珪酸塩を主体としたもので、硫黄だけでなく珪酸塩のマグマもできるほど、内部は高温であると考えられるようになってきた。
　イオの内部は思いのほか熱い世界だったのである。

　南極大陸の氷河が海に流れ出してできる棚氷や氷山がつくる形態とそっくりなのだ。
　これは氷地殻の下に流動物があることの証拠である。
　氷地殻の下に液体の水の層（いわば地下の海）があるだろうという考えは、以前から出されていたが、それがかなり本当らしくなってきたのである。
　しかもその海は地球に似て塩水の海らしい。
　その証拠に、表面の氷の上には、割れ目を通して昇ってきたと思われる炭酸塩などの塩類鉱物が折出している。
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　また、ガリレオ号が観測した、エウロパの運動による木星磁場の乱れは、エウロパの地下に電気伝導性のある塩水が存在していて、そこに生ずる誘導電流のせいだと考えると最もつごうがよい、との解釈も出されている。
　このような地下の塩水の海は、エウロパだけではなく、一番外側のガリレオ衛星のカリストにもあるらしい。
　全面がクレーターにおおわれていてあまり特徴がないように思われていたカリストにも、地下に塩水の層があると考えると、カリストの磁場を説明するのにつごうがよいのだという。
　さて、これまでのべたガリレオ衛星や、土足の衛星タイタン、海王星の衛星トリトンなど大きなものを除くと、大部分の衛星は半径一〇〇〇km以下、それも二〇〇km以下のものが圧倒的に多い。
　これらの衛星の平均密度は二・〇g/cm3内外で、その実体は氷と珪酸塩（岩石や塵）が半々くらいに混じりあったものだとみられている。
　まさに小さな永天体だといってよい。
　これら氷衛星の多くは、表面が衝突クレーターにおおわれていて、外部からの襲撃によって傷つく以外、誕生以来その姿を変えてこなかったようにみえる。
　しかし、必ずしもそうだったとはいいかれない面があるのだ。冷たい氷衛星の世界にも、数々の内部活動の痕跡が色こく残されていることがわかってきたからだ。
　たとえば天王星の衛星ミランダは、半径二五〇�qくらいの小衛星ではあるけれども、その表面には多くの溝や割れ目、断層などの地形が観察され、高さ一〇�qもの氷の大断層崖ができていたりする。
　何らかの原因で内部加熱がおこり、本体が膨張してアクトニックな活動がおこったと考えるはかないものだ。
　また、氷衛星とひとくちにいうけれども、氷には水の氷以外の氷があることにも注意する必要がある。
　太陽から遠い木星型惑星の領域では、水よりも融点（氷点）の低い、いわゆる揮発性物質が氷になっている。
　たとえば二酸化炭素（ＣＯ2　一気圧下での融点マイナス五六・六℃、以下同じ）は火星以遠の天体で氷（ドライアイス）になっているし、アンモニア（ＮＨ3　マイナス七七・七℃）やメタン（ＣＨ4　マイナス一八二・六℃）も多くの衛星で氷のままである。
　さらに融点の低い窒素凪　マイナスニ○九・九℃）や酸素（02　マイナス二一八・四℃）でさえも、遠い世界では氷になっているのだ。
　これらの氷は、それぞれが単独で氷になっている場合もあるが、メタンなどは水の分子につつまれた、クラスレートとよばれる独特の構造体を形成していることも多い。

　表面気圧は一・五気圧であるが、タイタンの表面重力は地球の七分の一しかないので、単位面積あたりの大気の量は地球の一〇倍をこえてしまう。
　大気がないか、あってもごく希薄な他の衛星に比べて、タイタンだけがどうしてこんなに濃い大気をもっているのか、その理由はまだ謎である。
　表面はマイナス一八〇℃の低混であるがメタンの融点よりは少し高いので、液化メタンが湖をつくっていると考える人もある。
　一九九七年一〇月一五日に地球を飛び立った土星探査機カッシーニは、二〇〇四年に土星に到着し、タイタンに小型観測器を下ろす予定である。
　タイタンの謎が解明される日も、そう遠いことではないだろう。

　巨大惑星をかざる神秘のネックレス

　衛星の話をしてきたついでに、環についてもぜひふれておきたいと思う。
　環は無数の細かい粒子からなり立っていて、微小な衛星群とみなすこともできるからである。
　環はかっては土星にしか知られていなかったが、いまでは木星型惑星すべてに共通するものとして、その存在の重要さが認識されはじめている。
　惑星の環で何といっても一番親しまれているのは、美しく神秘的な土星の環であろう。
　土星の環は一六一○年にガリレオが初めて観測したが、彼の自作の望遠鏡では分解能が足りなかったために、土足の両側に奇妙なふくらみがあるようにしか見えなかった。
　彼はおどろいて、「土星に耳がある」とさけんだという。
　しかもさらに奇妙なことには、観測を重ねていくうちにこの耳がいつの間にか消えてしまったではないか。
　ガリレオはこの謎をとくことができないまま亡くなったが、さぞかし心残りであったにちがいない。
　少しおくれて、この耳が環であることを初めて�I認したのは、オランダのクリスチアン・ホイヘンス（一六二九〜一八九五）で、一六六五年のことであった。
　従って、一般には環の発見者はホイヘンスだとされている。
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　土星の環は非常に幅が広く、その濃淡の程度などに応じて発見順にＡ環からＧ環まで区分されている。
　小望遠鏡でもよく見えるＡ環とＢ環だけでも、あわせて四万五〇〇〇�qもの幅がある。
　ところがその厚みはきわめて薄く、ボイジャーの観測では数十mから数百m程度しかない。
　土星はほぼ三〇年で太陽をひとまわりし、その間地球から見ると環の傾きが周期的に変化する。
　そのため環は約一五年ごとに真横の方向になり、地球からは見えなくなってしまう。
　ガリレオをおどろかせた“耳が消えた”謎の原因は、このことにあったのだ。

　とはいえ、木足型惑星に共通して環があるのはなぜだろうか。
　そもそも環はどうして生まれたのであろうか。
　環の起源を考えるうえでよく引きあいに出されるものに、フランスの天文学者Ｅ・Ａ・ロシュ（一八二〇〜一八八三）によって発見された「ロシュの限界」という、法則のようなものがある。
　一つの衛星が中心の惑星にある距離以内に近づくと、その惑星の潮汐力で粉々にくだけてしまうという限界で、衛星と惑星の密度が同じならば、その限界は惑星の中心から測って惑星半径の約二・四五倍の位置になることが理論的に知られている。
　この関係にしたがうと、環はロシュの限界内に入りこんできた衛星がくだけてしまった結果できたものだ、ということになりそうである。
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　しかし、初めから細かい物質がロシュの限界内にあれば、衛星に固まりきれないということにもなるわけで、この関係だけからどちらが本当かは決めようがない。
　四つの惑星の環の主要部分が、大体においてロシュの限界内にあることは事実なのであるが。
　環には、近接して多くの小衛星がまわっていることも知られているから、これらの衛星と環の形成の開には、何か密接な関係があることは確かであろう。
　いずれにしても、環の起源については、まだよくわかっていないのである。

　　　2　小惑星と彗星は赤の他人か親戚か　top

　火星と木星の軌道の間には、小惑星とよばれる小さな天体が群れをなしてまわっており、小惑星帯を形づくっている。
　もし太陽系全体を遠くから眺めることができたとしたら、小惑星帯は太陽をとりまく環のような感じに見えるだろう。
　土星や木星の環よりもはるかに壮大な“太陽の環”である。
　こんなふしぎな集まり方をしている小惑星とは、どんな性質の天体なのか。
　また、尾をなびかせて光るあの奇妙な彗星とも、何か関係があるのだろうか。

　火星と木星の間のギャップを埋めるもの

　科学の研究にたずさわる者にとって、新しい事実の発見は何ものにも替えがたいよろこびである。
　天文学や宇宙科学の分野での新天体の発見もその一つであろう。
　この点で、小惑星や彗星は天文家だもの格好の対象となっている。
　特に近年、小惑星の発見数はうなぎのぼりに増え、一九九九年春には登録番号が一万を突破した。
　これには、日本のアマチュア天文家の活躍も大きく貢献している。
　ところで、このようにめざましい勢いで発見されつづけている小惑星も、一八世紀の終わりまではその存在すら、だれにも知られていなかった。
　それが、まさに一九世紀の夜明けにあたる一八〇一年一月一日、イタリアのＧ・ピアッツィ（一七四六〜一八二六）によって第一号のケレスが発見されて以来、たくさんの小惑星が続々と見つかるようになってきたのだ。
　ケレスが発見されると、その観測データから軌道が決定されたが、それはちょうど火星と木星の軌道の間にあって、太陽から約二・八天文単位の距離にあたるところであった。
　そしてこれが、チチウス・ボーデの法則にぴったり一致する距離だったことから、この発見はがぜん多くの人の注目を集めたのである。
　実はケレスの発見以前から、火星と木星の軌道の間隔が開きすぎていることが、何か不自然なようにみえ、ここに未知の惑星が存在するのではないかと考えられてきたのだった。
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　その一つの理論的根拠となったのがチチウス・ボーデの法則である。
　一七六六年ドイツの天文学者ヨハン・ダニエル・チチウス（一七二九〜一七九六）は、惑星の軌道の配列が一つの数列で表されることを発見した。

　こうして得られた最後の数列は、各惑星の太陽からの平均距離を天文単位で表したものに相当する、というのである。
　なるほど、数列の最初から水星、金星、……とあてはめていけば、各惑星の実際の平均距離にほとんど合致している（ただし、海王星と冥王星だけは大きくずれる）し、一・六の火星、五・二の木星の間の一・八にあたるところが、空白になっていることに気付かれるだろう。
　チチウスが発見したこの法則は、最初はあまり注目されなかったようであるが、少しあとの一七七二年に、やはり同じドイツの天文学者ヨハン・エレルト・ボーデ（一七四七〜一八二六）によって熱心に普及されてから、広く知られるものとなった。
　そしてこの法則の人気を一気に高めたのが一七八一年の天王星の発見である。
　天王星の平均距離一九・二天文単位は、数列の一九・六にはとんど合致するものだったからである。
　このうえは二・八に相当するところに何か天体があるにちがいない、ということで、未知の惑星捜索熱が高まったのであった。
　ところで、チチウス・ボーデの法則がどんな理論的意味をもっているかは、よくわかっていない。
　太陽系起源論の立場からその理論的解釈を試みた人もいるけれども、一方では、単なる経験法則であってそれほど深い意味はないという人も多い。
　とはいえ、この法則が小惑星の発見などにはたした科学史的な意義は、評価されるべきであろう。

　小惑星の形や性質がわかってきた

　発見数が一万個をこえ、まだまだ増加をつづけている小惑星は、一体どれくらいあるのだろうか。
　その数はつかみようがないが、ある見積もりでは数万個とも数億個ともいわれている。
　また大きさも、最大のケレス（直径約一〇〇〇�q）から石ころ大のものまで様々で、実際は微小な塵のようなものに至るまで連続的に存在しているとみるのがよいのだろう。
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　しかしここではとりあえずは、軌道が観測されている直径数km程度以上の小惑星を対象とすることにしよう。
　これら小惑星の形や大きさについては、従来から望遠鏡によるスペクトル観測、反射能の測定、小惑星と恒星の掩蔽観測などによって、いろいろな推定がなされてきた。
　それによると、ケレスのような大きな小惑星は球形をしているが、それよりもずっと小さなものは不規則な形状しているだろうと考えられてきた。
　実際、小惑星の中には明るさや反射能が変化する例が多く、不規則な形の天体が自転しているとすれば、その変化が説明できるからであった。
　このようなことから、これぞ小惑星の見本だとされてきたのが火星の衛星である。

　この二衛星の起源はまだはっきりしないが、火星が小惑星帯に近いこともあって、火星にとらえられた小惑星ではないか、というのがもっぱらの定説となっている（図2-7）。
　こんなこともあって、小惑星の形についてはおおよその見当はついていたのであったが、いよいよ本当に小惑星の姿をまのあたりに見る機会が訪れることになった。
　木星探査機ガリレオが、木星に向かう途中の一九九一年一〇月二九日、951番小惑星ガスプラに接近し、初の小惑星近接撮影に成功したのだ。
　平均直径一五�qくらいのこの小惑星は、まるでサメの頭のようなおかしな姿を私たちの前に示してくれた（図2-8）。
　さらにガリレオ号は、一九九三年八月二八日には243番イーダにも接近し、撮影に成功した。
　長径五六kmでガスプラよりもかなり大きなこの小惑星は、おどろいたことに径一・五�qほどの衛星をつれていた。
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　衛星をもつ小惑星が見つかったのは（予想されていたことではあるが）、これが初めてである。
　小惑星の探査はその後もつづいている。
　ＮＡＳＡが一九九六年二月に打ち上げたニア（ＮＥＡＲ）探査機は、一九九七年六月二七日に253番マチルドに接近、次いで一九九八年一二月末には433番エロスに接近して、それぞれの姿を画像に収めた。
　また、ＮＡＳＡが二一世祀の宇宙探査のための新技術開発をめざして一九九八年一〇月に打ち上げた探査機ディープスペース1号は、新技術のテストのかたわらで9969番ブラーユに接近し、その姿を撮影した。
　こうした探査機の活躍のほかにも、ハップル宇宙望遠鏡が4番小惑星ベスタの姿をとらえるなどしており、小惑星の形態は次々と明らかになってきている。
　ところで、小惑星だけでなく衛星の揚合もそうだが、全体的に眺めてみると、大体において半径が二〇〇嫋以上の天体はまるい形をしているが、それ以下になるとゴツゴツしたぶかっこうなものが多くなるごとに気付く。
　これには何かわけがあるのだろうか。
　半径が大きいほど質量も大きくなり、それに応じて重力も強くなるから、物質は重力に引かれて最も安定した球形になりやすいことがわかる。
　ところが小さな天体ほど重力は急速に弱くなる（重力は距離の二乗に反比例する量である）から、そんなにまるい形にはならないのだ。
　半径二〇〇kmあたりが、星がまるくなるかならないかの分かれ目というわけである。
　小惑星の中には、お互いの衝突でこわれたままの形のものも多いはずで、これらも小さなものほど破片のままの形を保ちつづけているにちがいない。
　さて、小惑星はその形だけでなく、それがどんな物質からできているのかということも、近年かなりの程度までわかるようになってきた。
　その最も基本的な方法は、小惑星の表面で反射された太陽光のスペクトルを、地上のいろいろな物質の反射スペクトルと比較して、小惑星表面の物質を同定するというやり方である。
　岩石を構成している鉱物（造岩鉱物）は、近赤外域（波長〇・六〜四μm）のスペクトルにおいて、鉱物の種類ごとに特有の吸収帯を示す。
　そこでこれを鍵にして、小惑星の近赤外スペクトル中にみられる吸収帯が、どういう鉱物によってできるのかを判定していくのである。
　このような方法によってわかってきたことは、鉱物組成のちがいによって、小惑星がいくつかのタイプに分類できるということであった。

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　これらの隕石の反射スペクトルを小惑星の反射スペクトルと比較してみると、両者が非常によく一致するものが見つかってきたのだ。
　そこで、小惑星のタイプを次のように分ける試みがなされている。
　すなわち、石質隕石の普通コンドライト（または石鉄隕石）に似た小惑星をＳタイプ、炭素質コンドライトに似たものをＣタイプ、隕鉄に似たものをＭタイプ、などといった具合である（このほかにも中開型のものなどいくつかのタイプがある）。
　このようにして、小惑星には隕石の種類に対応して、いろいろと組成の異なったものがあることがわかってきたのである。
　こうのべてくると、話はいかにも単純明解のように聞こえるかもしれないが、世の中の常で、ことはそう簡単に割り切れない面もあるのだ。
　たとえば、小惑星は長い間宇宙空間を動きまわっている間に、強い放射線をあびたり、宇宙塵にたたかれたりして、表面が変質している可能性がある。
　近年問題になっているスペースウェザリング不宙における風化作用）と上ばれる現象の影響である。
　従って、反射スペクトルの比較だけから、隕石と同じ物質だと判断してもよいのだろうか、ということになる。
　またこういう問題もある。地球に落ちてくる隕石は石質隕石の普通コンドライトが圧倒的に多い。
　ところがそれに相当する組成の小惑星は、反射スペクトルからみる限り、小惑星帯（特にその中心部のメインペルト）には少ないのだ。
　これも困ったことである。
　こんなわけで、小惑星の組成については、まだ検討すべき重要な問題がいくつも残されている。
　これからの探査と研究の進展に期待したいと思う。

　彗星と小惑星のかかわりをめぐって

　すると、一五三一年、一六〇七年、一六八二年に現れた三つの彗星の軌道が、あまりにもよく似ていることに気付いたのだ。
　その出現の間隔ははぼ七六年である。
　それならばこれは、同一彗星がくり返し出現したものに他ならない、というのがハレーの結論であった。
　そしてさらに七六年後にこの彗星は再び現れるにちがいない、との予言を残して亡くなったのであった。
　果たせるかなこの予言はみごとに的中し、一七五八年のクリスマスの晩、待望の彗星の再来が確かめられたのである。
　以来、この彗星はハレー彗星とよばれることになった。
　現代では彗星には発見者の名前がつけられる（発見順に三名まで）ことになっているが、ハレー彗星だけは例外である。
　さて、彗星には、ハレー彗星のように何度も太陽をめぐっているものもあるが、そうでないものも多い。

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　ハレー彗星の核はどうしてこんなにも黒かったのだろう。
　ハレー彗星のように太陽に何度も近づいている彗星は、そのたびごとに揮発成分が大量に失われてきたと考えられる。
　このため、表面では塵の量が相対的に多くなり、黒い姿に変わってしまったのにちがいない。
　これが太陽にあまり近づいたことのない彗星の新鮮な核だったとしたら、もっと白っぽい姿なのかもしれない。
　ジオットの探査では、ハレー彗星の核の内部まではわからなかったが、ガスの噴出状況からみると、内部は塵を含んだ氷からなっていることは、間違いなさそうである。
　このようなことから、ホイップルの汚れた雪だるまモデルは、大局においては正しかったとみてよいのだろうと思われ　さて、ここでもう一度軌道の問題にもどろう。
　周期二〇〇年以内の短周期彗星の中には、バレー彗星などよりもっと周期の短いものがあり、軌道の遠日点（太陽から一番遠ざかる点）が木星や土星のような大惑星の軌道に近いものが多い。
　これらは、琴星が大惑星の近くを通りかかったとき、その惑星の引力の影響（これを摂動（せつどう）という）をうけて軌道が大きく変わり、周期のずっと短い楕円軌道をもつようになった仲間だと考えられている。特に目立つのは木星の軌道近くに遠日点をもつもので、これらは木星族の彗星とよばれている。
　一方、これらの短周期彗星とのかかわりを考えるうえで重要なものがある。それは小惑星だ。
　前節でのべたように、小惑星の大部分は火星と木星の軌道の間にあって、小惑星帯を形成している。
　しかしこの帯からはずれた小惑星もかなりあることに注目しなければならないのだ。
　これらの中には、近日点（太陽に一番近づく点）が地球の軌道の内側にまで入りこむような、いちじるしくいびつな楕円軌道のものがあって、“特異小惑星”と総称されている。
　近年、地球との衝突の危険性が取りざたされている近地球小惑星もその仲間である。
　このようないびつな楕円軌道をもつ小惑星は、軌道の形や大きさからみる限り、木星族などの短周期彗星と区別がつけにくいのだ。
　彗星の核は、太陽に何回も接近するうちに揮発成分が失われて、相対的に塵の量が多くなるだうっ、ということは先にのべた。
　そうだとすると、やがては揮発成分をほとんど失った塵の固まり（いわば岩石）の核になってしまうだろう。
　このような、彗星としての活動を終えた“岩石彗星”は、みかけ上は小惑星と区別がつかないわけである。
　従って、特異小惑星とよばれるものの中には、もとは彗星だったものがたくさん含まれている可能性があるのではないか、ということになる。
　私たちが手にとることのできる小惑星のサンプルともいうべき隕石に、炭素質コンドライトという持異な種類があることも前にのべた。
　この、炭素を多く含んだ黒くてもろい隕石は、ときに一〇〜二〇％もの水を含んでいることが知られている。
　これなどは、揮発分のほとんどを失った彗星核の片われとみても少しもおかしくはないし、現にそうだと考えている人もあるくらいなのだ。
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　以上のことから、彗星と小惑星の関係を整理してみると、次のようなことになるだろう。
　小惑星の中でも、小惑星帯（メインペルト）を構成している小惑星の多くは、一応彗星とは別もので、本来岩石質（あるいは鉄質）のものであろう。
　だからこれらは彗星とは他人どうしである。
　しかしながら、特異小惑星と短周期彗星は（すべてとはいえないが）かなり近縁で、兄弟とか親戚といってよいものが多いのではないか、ということである。
　もっとも、このような考え方には私の独断も含まれているし、簡単に結論をくだせない厄介な問題も残されているので、今後の探査と研究に待たなければならないことは、いうまでもない。

　流れ星が語る微小天体の秘密

　太陽系の宇宙空間には、惑星間塵（宇宙塵）とよばれる無数の固体微粒子が存在していることも、見逃してはならない。
　これらは小惑星や彗星と密接な関係があるので、ここで少しふれておきたいと思う。
　惑星間塵の存在は、黄道光や流星など、地球上から観測できる現象によっても知ることができる。
　まず黄道光というのは、天球上の黄道（太陽の年周運動の通り道で、地球の公転軌道面の方向に相当する）にそって伸びる、ぼうっとした光の帯で、日没後の西の空や日の出前の東の空に見られるものである。
　もっとも最近は、街の灯りや大気のよごれで黄道光が見られる機会は少なくなっているが。これは、黄道面疔は惑星の軌道面）にそって分布する惑星間塵が、太陽の光を反射したり散乱したりしてできるものだ。
　また隴呆は、惑星閧塵が高速で地球にぶつかり、大気中で発光する現象である。
　一般に流星が生じるのは、成層圏よりも上の、高度一〇〇�qくらいの上層大気の中である。
　余談になるかもしれないが、ここでひと言注意しておきたいことがある。
　流星は、高速で飛びこんできた塵が大気と摩擦するために光る現象だ、とよくいわれる。
　一般向けの解説書などにも、そう書かれてあるものが多い。
　しかしこれはちょっと困ったことである。
　大気と摩擦して熱くなることは確かだうっが、それだけではあんなに明るくは光らないのだ。
　流星が光石原囚はもっとダイナミックだ。塵の粒子が大気中に飛びこんでくると、その粒子に大気の分子がはげしく衝突し、粒子の原子をはぎとってはじき飛ばす。
　この原子が大気の分子と一緒になって、二〇〇〇℃以上の高温ガスのプラズマが粒子をつつむ。
　こうした熱いガスの光が流星として見えるのである。
　その証拠に、流星のスペクトルは、高温ガスの発光によってできる輝線スペクトルである。
　さて流星には、空のいろいろな場所で散発的に見られるもののほか、毎年ある決まった時期に、特定の星座にまとまって現れるものも多い。
　いわゆる流星群である。このような流れ星の群れは、そのもとになる塵の集団が地球軌道の付近に存在し、そこを地球が通過するときに生ずる。
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　そしてこの塵の多くは、周期彗星が太陽に接近するたびに、核の蒸発にともなってまき散らしていった、荷星のおきみやげなのだ。
　たとえば近年話題になった獅子（しし）座流星群は、テンペル・タットル彗星がまき散らした塵がそのもとになっている。
　流星はこのように、彗星と深いかかわりをもっているのである。

　惑星間塵にこのように彗星起源のものが多いことは確かであるが、それだけだとはいい切れない。
　小惑星どうしの衝突や破壊で生じる塵もかなりあるだろうし、太陽系外の星間空間からもたらされた塵があると主張している研究者もある。
　太陽系の塵の世界にもまだ未知の問題はたくさんあって、本格的な探査はこれからの課題である。

　　　3　辺境の空間にひしめく氷天体　top

　人類の太陽系にたいする認識は、地動説の確立いらい大きく進展し、特に二〇世紀後半に入ってからの新しい観�去闥iの登場は、私たちの太陽系像をいっそう豊かなものにしてきた。
　その結果、太陽系の基本像は、大すじではすでに確固たるものになったような印象をうける。
　しかしながら、これまでになかったような新しい発見によって、太陽系の概念がさらに変革をせまられるような可能性が、まだないとはいえないのである。
　そんなことを思わせる発見が、太陽系の辺境の空間でいまつづいている。
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　彗星はどこからやってくるのか

　その発見についてのべるためには、まず、彗呈の故郷の話から始めなければならない。
　彗星の本体（核）は、塵を含んだ氷からなり立っている。
　現代の太陽系起源論によれば、このような天体は、惑星をつくる材料になった、微惑星とよばれる小天体の仲間だと考えられている。
　特に彗星のような揮発性物質を主成分とする天体は、原始太陽系星雲の低温の領域（木星の軌道あたりから外側の部分）で生まれた微惑星の生き残りだろう、というのが今日の定説である。
　ではこのような彗星は、現在どこに、どのように存在しているのだろうか。
　つまり太陽系の風来坊のような彗星も、故郷をもっているのであろうか。
　彗星の軌道を理論的に研究していたオランダの天文学者Ｊ・Ｈ・オールト（一九〇〇〜一九九二）は、大部分の彗星は太陽を中心とした半径五万天文単位くらいの球殼状の領域にあって、彗星の巣ともいうべきものを形成しているという考えを、一九五〇年に発表した。
　今日「オールト雲」とよばれているものである。
　ここに存在する彗星の数は一〇〇〇億個とも一兆個とも推定されている。
　これらの小天体が、近くを通りかかった恒星の重力の影響などをうけると軌道にゆらぎがおこり、そのうちのいくつかは太陽めがけて落下してくる。
　これが私たちの目にふれる彗星になるというのである。なるほどこのように考えると、長周期彗星の説明などには大変好都合である。
　周期二〇〇年以上の長周期彗星の軌道は、傾斜が様々で、全天の方向にわたって立体的に分布しているからである。
　ただし、ここで注意しておきたいのは、オールト雲というのは現段階ではまだあくまで仮想のものだ、ということである。
　オールト雲を見た人はいないのだ。
　オールト雲に氷の微惑星が集まっているのは、元々木星型惑星の領域にあった氷天体が、より大きな天体の摂動をうけたりぶつかり合ったりして、遠くへ放り出されたためだ、と一般には説明されているが、そのくわしい仕組みについては、必ずしも十分わかっているわけではない。
　ついでにもう一つ、彗星の故郷は太陽系外にあるのではないか、という考えも根強くあることをつけ加えておきたい。
　彗星をつくる物質に、太陽系外の星間雲（ガス星雲）で見つかっている星間分子と共通するものが多いことが、その論拠の一つである。
　最近マスコミをもにぎわした百武彗星やヘール・ボップ彗星などの大彗星に、星間雲中と同じ割合を示す成分が見つかったことも注目された（第四章の一六四ページ参照）。
　この問題は非常に重要なことであるが、本書の主題からは少しはずれるので、これ以上は深入りしないでおく。
　さて、彗星の起源のうち、長周期彗星についてはオールト雲というものを考えれば説明できることになるが、短周期彗星にかんしては必ずしもうまくいかないのだ。
　短周期彗星の軌道面は、多くが惑星の軌道面とほとんど同じだといってよく、長周期彗星の軌道面のように大きく傾いてはいない。
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　これは、初めは大きく傾いていた彗星の軌道が、大惑星につかまって軌道が変化したためだとしても説明不可能なことではないが、数多くの短周期彗星の成因を、すべてこれだけで説明することは困難である。
　むしろ、海王星の軌道の外側のあたりに、惑星に集まりきれなかった微惑星がたくさん残っていて、これらが短周期彗星になる、と考えたほうがずっと合理的である。
　実はこのような考えは、オールトが彗星雲の仮説を唱えるよりも前に、すでに出されていたのである。

　エッジワースとカイパーの考えは、当初はあまり注目されなかったようであるが、やがて支持者が増えはじめ、一九八〇年代になると、海王星以遠の領域に新天体をさがす試みがなされるようになった。
　そしてついに、一九九二年から待望の天体が続々と発見されはしめたのだ。

　辺境の地の雄大な“えくぼ”の環

　エッジワースとカイパーが予言した、太陽系の外縁部にひろがる天体の集まりは、エッジワース・カイパーベルト(Egeworth Kuiper Belt)とよばれている。

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　単にカイパーベルトという人も多いが、やはり最初の予言者の名をきちんと冠してよぶのが礼儀というものであろう。
　ただ長くなるので、略してＥＫＢと書くこともある。
　またこのベルトに属する天体は、エッジワース・カイパーベルト天体（Edgeworth-Kuiper Belt Object）といい、略号は、ＥＫＢＯである。
　このＥＫＢＯを“えくぼ゛とよぼうといい出しだのが、国立天文台の渡部潤一氏たちである。
　名（迷）案だと思うので、ここでもそれを借用させていただく。
　さて、えくぼの第一号は、一九九二年八月三〇日、アメリカの二人の天文学者Ｄ・ジュウィットとＪ・リーによって発見された。
　彼らは、マウナケア山頂にあるハワイ大学の口径二・二m赤外線望遠鏡にとりつけた高感度ＣＣＤカメラの画像から見出したのだ。
　1992ＱＢ1と名づけられたこの天体は、太陽からの平均距離が四三・八二天文単位、公転周期二九〇・二年、明るさは二三等級という暗い天体だった。
　その表面の反射能が彗星と同じ程度の○・○四だとすると、この天体の大きさは直径約二五〇kmとなる。
　この発見から半年後の一九九三年三月、彼らはまたもや似たような天体の1993ＦＷを発見した。
　こちらは平均距離四三・九三天文単位、公転周期二九一・二年で、大きさは第一号と同じくらいだとみられている。
　以上の二つの発見は、まさにエッジワース・ンカイパーペルトの存在を実証するものとして、多くの人たちに認められることになった。
　こうして一旦きっかけがつくられると、事態は急速に進展するもので、えくぼ天体はその後も続々と発見され、現在その数は二〇〇個以上にのぼっている。
　これまでに見つかったものの多くは平均距離が四〇〜五〇天文単位で、明らかに海王星軌道の外側をまわっていることがわかる。
　大きさは直径数十kmから三〇〇kmくらいのものが多いようだ。
　ジュウィットによると、三〇天文単位から現在観測可能な五〇天文単位あたりまでの範囲内で、直径一〇〇�q以上のえくぼ天体は一〇万個くらいあると見積もられているから、今後観測精度が上がればますます多くのえくぼ天体が発見されていくだろう。
　日本の「すばる」望遠鏡による探索も大いに期待できる。
　発見数が増えてきたことで、これまでにわかった限りでも、えくぼ天体はその軌道の特性によっていくつかの族に分かれるようである。
　その中でも、軌道が力学的に不安定になったものは、海王星の軌道の内側にも入ってくる可能性があるらしい。
　それを示すと思われる実例があるのだ。
　一九七七年に発見された2060番のキロンという、直径一九〇kmの小惑星がある。
　この天体は、遠日点が天王星の軌道に近い一九・〇天文単位、近日点は土星軌道の少し内側の八・五天文単位にあるという、いびつな楕円軌道をもち、最も遠方にある特異小惑星とされてきた。
　ところが観測がすすむにつれて、この天体がガスと塵のコマをもち、彗星的な活動をしていることがわかってきたのである。
　このためキロンは、今日では短周期彗星の一つだとみなされている。
　これと似たものは、5145番小惑星フォ上フスなど全部で一〇個近く見つかっており、ケンタウルス族天体とよばれている。
　これらの天体は元々はえくぼ天体の仲間だったと考えられており、えくぼが短周期彗星になっていく過程を物語る、重要な天体だとみられるようになってきた。
　ケンタウルス天体は少なくとも数千個はあるだろうと見積もられているから、海王星軌道の内側の惑星間空間も、けっこうにぎやかなのではないだろうか。
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　これまでのことをまとめて、少し大胆に新しい太陽系像らしきものを描いてみたら、どうなるだろう。
　海王星軌道の外側には、膨大な数の氷天体がひしめき合ってまわり、エッジワース・カイパーベルトを形づくっている。
　それはまさに太陽系の巨大な環（ディスク）である。
　小惑星帯を内側の環とすれば、エッジワースーカイパーベルトは外側の雄大な環ということになろう。
　そしてこの環の外縁は、やがて数万天文単位の彼方で球殼状のオールト雲へとつながっているかもしれないのだ。
　二一世紀に太陽系の探査がいっそうすすんだとき、この壮大な太陽系像がますます真実味をおびて私たちの前に浮かび上がってくるのではないか。
　そんな期待を私はひそかにいだいているのである。

　冥王星（めいおうせい）は惑星じゃない、いや惑星だ

　次に、冥王星が他の主要惑星に比べていちじるしく小さいことも奇妙だ。
　発見当時は、少なくとも地球ぐらいの大きさがあると考えられていたのだが、最近の信頼できる観測値によると、直径は二三〇〇km程度で、地球の月よりもずっと小さいのだ。
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　その小さな冥王星が、おどろいたことに衛星をつれていることが、一九七八年にわかった。
　ガロンと名づけられたこの衛星は、直径約一三〇〇�qで冥王星の半分の大きさであるが、これは中心の惑星の直径にたいする比率としては異常に大きい。
　冥王星とガロンは、まさしく二重惑星なのだ。
　どちらも平均密度は二・〇g/立方cm程度だから、氷の割合が多い氷天体の仲間であることも確かであろう。
　さらにおもしろいのは、冥王星の自転周期とガロンの自転・公転の周期はどれも約六・四日で完全に同期していることである。
　このため、冥王星とガロンはつねに同じ面を向けあったままである。
　こんなまわり方の惑星と衛星は他に例がない。
　また、冥王星の自転軸は、公転軌道面の垂線に対して一一八度も傾き、ガロンの軌道面も同じだけ傾いているから、冥王星とガロンの体系は、天王星に似てそっくり横倒しになっているわけである。
　このように奇妙な点がいっぱいの冥王星は、太陽系の中でどんな位置づけをもつ惑星と考えたらよいのだろうか。
　これまでのえくぼの話から何となく察しがつくと思うが、冥王星もえくぼ天体の一員だとする考えが、最近有力になってきたのである。
　冥王星はおそらく、えくぼの中でも特に大きく成長した天体なのであろう。
　冥王星クラスの大きさの似たような天体は、まだあるかもしれない。
　げんに、これまでに発見されたえくぼの中にも、いびつな楕円軌道のものがいくつか知られており、冥王星の軌道に類似していることから、“プルーチノ族”という名が考え出されている（プルーチ Plunino とは小さな冥王星 little Pluto の意味である）。
　こんな状況の中で、最近ちょっとした騷動かおこった。一九九九年の春、小惑星の登録番号が一万の犬台にせまったとき、栄誉ある一万番を冥王星にあたえようとする案が、アメリカのある天文学者から出された。
　ところが、これが多くの人たちには、冥王星を主要惑星の座からはずす策略であるかのようにとられて、大変なさわぎに発展してしまったのだ。
　結局、国際天文連合（ＩＡＵ）の判断で、一万番は他の小惑星にあたえられることになり、一件落着とあいなった。
　今日的な目からみると、冥王星を主要惑星の仲間に入れておくことは、たしかにあまり適切ではないかもしれない。
　しかしながら、これまで親しまれてきた冥王星の惑星としての座を、格下げするような必要もいまさらないだろう、と私も思う。
　とはいっても、冥王星が地球型惑星とも木星型惑星とも異なる性質をもつこと、それはえくぼ天体の一員とみるのが一番理にかなっていること、などの点はきちんと認識しておくべきではないだろうか。