－12－■

特集：関東支部会 ■C/2023 A3(Tsuchinshan-ATLAS)
は本当に明るくなるの?
鈴木文二（渋谷教育学園幕張中学高校）

光度のめやすとなる。たとえば、近年でもっ1. はじめに太陽系誕生時の氷型微惑星の名残と考えらとも明るくなった C/1995 O1（Hale-Bopp）はれる彗星は、始原天体として重要な研究対象

M=−3 で、その直径は 60km ほどであった。

である。また、時間スケールの長い天文学に観測される彗星の光度（m）とは、放出さおいて、劇的な見え方の変化や個々の彗星のれたガスとダストによって作られたコマの明多様性から、天文愛好家だけでなく一般的なるさをさす。これは、全光度（m1）とよば関心を呼び起こしてきた。

れている。多くの彗星核の直径は 10km 以下

彗星界が最近賑やかである。7 月に起こっであるため、彗星の活動度の低い遠方では、た 12P/Pons-Brooks の急増光、8 月には小惑星のような固体表面の反射に近く、このC/2023 P1（Nishimura）の発見があった。

時の光度を核光度（m2）とよんでいる。

そして、来年は大物が近づくことが予測されただし、コマが発生した段階では、光学的ている。C/2023 A3（Tsuchinshan-ATLAS）でに厚い中心部分の数千 km を核光度と誤認しある。しかしながら、「明るい彗星」の到来てしまうため、m2 を論議することは有用では何度も喧伝されてきたが、空振りの記憶ばはない。

かりが残っているのではないだろうか。非科学的なジンクスが、彗星界で挨拶代わりになっているというほどである。

3. 彗星の氷r に依存するということは、彗星の表面温彗星の光度は、その物理的特性を吟味せず度（T）に関係するということである。T がに、観測者の期待が入り込み、明るくなると上昇すると氷の蒸発量は増えるが、それによ予測されがちである。って表面から熱が奪われるため表面温度は下がる。そのため、r の関数で蒸発平衡を逐次求めていくことになる。しかし、彗星の氷は2. 彗星光度の基本知識
彗星の様相は、「汚れた雪玉」に例えられ

H2O の氷だけではなく、CO、CO2、CH4ることが多い。正体は氷とダストであるかなど様々な氷が含まれている。これらの氷がら、それらがどのように発光するかを考えれr に依存してどのように昇華していくかを図ばよい。氷の昇華が彗星活動を支配するた

1 に示す。火星軌道以遠では CO、などが支め、もっとも重要なのは彗星の日心距離（r）配的である。多くの彗星の光度の予測は、である。また、地球からの観測に影響するの

H2O の昇華が盛んになる距離で正確さを増は、彗星の地心距離（Δ）である。

すと言ってよい。ただし、氷の組成は彗星ご彗星が r=1（au）、Δ=1（au）にあったととに異なることが知られており、H2O にくきの光度を絶対等級（M）と定義する。絶対

らべて揮発性の高い氷に富んでいると、太陽等級は、直径の大きな彗星ほど放出される物に近づいても低い活動に終始してしまうこと質が多くなり明るいと考えられるため、彗星がある。

天文教育 2023 年 9 月号（Vol.35 No.5）

C/2023 A3(Tsuchinshan-ATLAS) は本当に明るくなるの?

－13－

5. 彗星のダスト
氷の昇華に伴って雪玉の「汚れ」であるダストが放出される。ダストのほとんどはケイ酸塩であるが、有機物質のダストも検出されている。ダストはコマを形成し、太陽光の散乱によって発光する。ダストの半径は可視光の波長より大きいため、散乱は Mie 散乱である。一般に、ダストコマが発達した彗星は、明るくなる可能性が高い。「雪の汚れ方」に相当するガスとダストの比は、彗星の光度に密接な関係がある。
図1

日心距離による氷の昇華量の例
6. 彗星核の構造
氷が昇華してガスが拡散していく速度が低4. 彗星のガス
昇華した氷からはコマを形成するガス成分

いと、ダストが彗星重力圏を脱出することがの母分子が供給される。母分子が太陽光で分できず、彗星核表面に落下して「ダストマン解されてラジカル分子となり、主に C2、CNトル」を形成する。この層は熱伝導率が低が可視光で観測されるようになる（図 2）。

く、氷の昇華を抑える働きをする。これが、彗星に特有の緑色は、C2 の輝線バンド群で彗星表面の全ての領域から氷の昇華が起こらある。ラジカル分子は、太陽光の共鳴蛍光散ない理由の一つである。周期彗星では、よく乱で発光しているが、r が小さくなると寿命見られる構造である。氷が昇華しやすい特定が短くなるため、ガスコマの半径、発光強度な領域を活動領域とよぶ。

は複雑に変化する。

活動領域は、彗星の軌道面の傾き、自転軸の方向によって、太陽光に照らされる角度が変化する。したがって、彗星の光度変化は近日点に対して必ずしも対照的にはならない。
遠方では、揮発性の高い CO などが昇華して新たな活動領域が誕生したり、太陽に近づくと、豊富な H2O の昇華とともに活動領域が拡大、あるいは新規に形成されることがある。もちろん、彗星核の分裂によって「フレッシュ」な氷の表面が出現するイベントも起こりうる。
7. 彗星の光度式
以上のような彗星核やコマの物理的な性質
は、新しく発見された彗星では、ほとんどの

図2

彗星スペクトルの例

パラメータは未知であり、周期彗星の場合にも詳しく調べられていないことが多い。
天文教育 2023 年 9 月号（Vol.35 No.5）

－14－

■

特集：関東支部会 ■一般には、このことを考慮しつつ、以下のよ
うな「光度式」で、彗星の光度予測を行う（図 3）。

5 ∙ log

2.5 ∙

∙ log

M：絶対等級（Δ=1, r=1）

5 ∙ log ：地心距離の効果
2.5 ∙ ∙ log ：日心距離の効果（ 2.5・n = k とも表す）：散 乱 角 θ の 効 果（180 -θ= 位 相角）

図4Hale-Bopp 彗星と Tsuchinshan-ATLAS

彗星の遠方での光度変化
ふたつの彗星の 7au 付近での光度を比較
図3

光度式の幾何学すると、6 等ほどの差が見られる。これが単純に核直径の差を表していると考えると、小惑星のような場合は、(1)式においてTsuchinshan-ATLAS 彗星の核直径は、n=2 である。彗星では、n=2～6 程度の範囲2.4km 程度と予測される。彗星としては小である。すなわち、彗星光度の特徴は n にぶりではあるが、近日点距離は、Hale-Boppよって表されると考えてよい。S(θ)は、小惑彗星が 0.89au、Tsuchinshan-ATLAS 彗星星の場合は表面、彗星の場合にはダストコマは 0.39au であるため、悲観的な最大光度とによる散乱の効果である（後述）。ただし、いうわけではないだろう。

活動領域の幾何学的な位置、新たな活動領域の生成などにより、複数の光度式を用いなけ

9. Tsuchinshan-ATLAS 彗星の活動度
彗星の光度は、n に依存することを述べたればならない場合もある。

が、過去の大彗星の M、n を用いて、
8. Tsuchinshan-ATLAS 彗星の核直径

Tsuchinshan-ATLAS 彗星の現在の光度にフ遠方で発見された例としては、Hale-Boppィットさせてみると、M=4.6、n=4.0 である彗星が有名である。この彗星は CO の昇華にC/1996 B2（百武）の光度式によく合うことよる活動が見られたのち、順調に H2O が活がわかった（図 5）。

動の中心となっていった。TsuchinshanATLAS 彗星と比較してみよう（図 4）。

天文教育 2023 年 9 月号（Vol.35 No.5）

C/2023 A3(Tsuchinshan-ATLAS) は本当に明るくなるの?

－15－/
R：ダストの粒径
λ：波長8I0：入射光強度

I(θ)：散乱角θにおける強度

Θ = 0゜
前方散乱Θ = 180゛ 後方散乱
θ図5

過去の彗星の光度式フィッティング例

百武彗星の核直径は、2.1km と推定され観測者ており、Hale-Bopp 彗星との比較から求めた Tsuchinshan-ATLAS 彗星の 2.4km と大図6Mie 散乱の幾何学きな矛盾は生じない。そうであれば、この彗星の最大光度は、じゅうぶんに 0 等以上で典型的な彗星ダストとして、x=1.0、x=10あると予測できる。さらに、百武彗星は、ガを選び、その複素屈折率を i1=1,55、スの比率が高かったが、一般的な彗星程度にi2=0,0001 とすると、可視光 500nm におけTsuchinshan-ATLAS 彗星がダストを放出でる散乱光強度は、図 7 のようになる。

きると考えると、さらに明るくなる可能性がある。
10. 前方散乱効果
この彗星の軌道の特徴として、2024 年 10月に位相角 180°（散乱角 0゜）となることが知られている。つまり、地球が彗星の真後ろにくることになる。この時に、前方散乱によって、彗星がひときわ明るく見える可能性が指摘されている。C/1861 J1 、C/2006 P1（McNaught）がその例である。これは、ダストの Mie 散乱による効果であるので、散図7散乱角θにおける相対的な散乱光強度

乱の粒径パラメータ（x）、ダストの複素屈折率（i1,i2）から、θの関数として以下のように計算することができる（図 6）。

実際に彗星の高度への寄与を考える場合には、r に依存するダストの生成量 z(r)を見積もらなければならない。ここでは相対量がわ

天文教育 2023 年 9 月号（Vol.35 No.5）

－16－

■

特集：関東支部会 ■かればよいと考え、r=1.0 で生成量スケーリ

11. Tsuchinshan-ATLAS 彗星は明るくなるの?
過去の彗星の観測、および散乱による効果ングし、z(r)= r1.5 で変化するものとして、を考慮すると、Tsuchinshan-ATLAS 彗星は見積もってみた（図 8）。

最大光度は−2 等程度になることが予測される。ただし、現在（2023 年 9 月）の彗星は太陽から 5.5au の距離にあり、この距離からの近日点（0.39au）の彗星光度は、「予測」ではなく、「予想」もしくは「予言」に相当するものと言えるだろう。彗星は来年 8月に火星軌道の内側に入り込むため、H2Oの昇華が顕著となってくるはずである。その時には、この「予言」の一部が正しいかどうか検証されるであろう。
図8

散乱による光度への寄与の計算例
文

この結果、前方散乱によって 1 等程度は明るくなること、放出されるダストのサイズによって、効果のようすが異なることがわかる。さらに、この効果を百武彗星の光度式に取り入れて、Tsuchinshan-ATLAS 彗星の最終的な光度予測をしてみよう（図 9）。

図9

献[1] Comet II, 2004, M.C.Festou et al. ,Arizona Univ. press[2] 彗星の科学、2013、鈴木文二・秋澤宏
樹・菅原賢、恒星社厚生閣[3] Comet Observation database (COBS) :https://www.cobs.si

散乱の効果を考慮した、Tsuchinshan-ATLAS 彗星の光度予測

天文教育 2023 年 9 月号（Vol.35 No.5）