すばる望遠鏡による太陽系小天体観測

寺居 剛 （国立天文台）
石黒 正晃 （ソウル大学）
2011年 光赤天連シンポジウム 「望遠鏡時間の使い方：共同利用とプロジェクト」

トピックス

１．太陽系小天体の軌道要素決定

２．太陽系小天体の突発現象観測

１．太陽系小天体の軌道要素決定

太陽系小天体

• 小惑星
^ 彗星

• 小惑星
^ 彗星

太陽系内側部

太陽系外側部

地球に近い ＝ 移動速度大地球から遠い ＝ 暗い

大型望遠鏡での観測が必要

カイパー
ベルト

海 王星

天王星

土星

木星

小惑星帯

地球

太陽からの距離 (AU)

惑星移動モデル
Tsiganis et al. (2005)

30N

20U

10S
J00

20

4060

時間 (Myr)・ 巨大惑星は形成位置から移動した （e.g. Tsiganis et al. 2005）
・ 惑星からの重力散乱で小天体が大規模に軌道進化

小天体の軌道進化を探ることにより、惑星形成・進化を理解することができる

0.5

軌道長半径
軌道離心率
軌道傾斜角

惑星からの摂動によって変化する

軌道分布  ４グループ
・共鳴天体
・古典的天体・散乱天体
・遠隔天体

現在も形成当時の軌道を保持？
海王星に接近して重力散乱された

軌道離心率

軌道要素

0.4

共鳴0.30.2

散乱

古典的30

海王星

4050

60

706070軌道長半径 (AU)0.50.4
0.3
0.2
0.1
030

しかし、軌道傾斜角の大きな古典的天体が多数存在する

遠隔0.10軌道傾斜角 (度)

太陽系外縁天体

海王星

4050

軌道長半径 (AU)● 共鳴天体 ○ 古典的天体 ● 散乱天体 ● 遠隔天体
Lykawka & Mukai (2007)

Noll et al. (2008)

起源と進化
高軌道傾斜角（>5高軌道傾斜角（ ）の古典的天体
O- 直径＞500 kmの大型天体- 赤から中性まで幅広い可視カラー

軌道傾斜角（度）30
直径500km2010035● 内側領域起源（14 – 18 AU）● 外側領域起源（26 – 28 AU）

40
軌道傾斜角（度）（Gomes et al. 2003）4550

軌道長半径（AU）

現在よりも内側の領域で形成され、惑星移動に伴って運ばれた
軌道進化計算40

Gomes et al. (2003)

302010

惑星移動
高軌道傾斜角の外縁天体へ進化

03944
軌道長半径（AU）

48

サイズ分布の比較  起源の違い-すばる＋S-Cam によるサーベイ観測(Fraser et al. 2010)

累積個数／deg2

これまでの観測

Fuentes et al. (2010)

10 2- HST＋ACS によるサーベイ観測(Fuentes et al. 2010)

 力学グループの分類は行われていない
古典的天体・散乱天体・共鳴天体のそれぞれでサイズ分布を決定し、起源と軌道進化を調べたい

10 0
低傾斜角（<低傾斜角（ 5 ）O

10-110-22122232425262728

R 等級

光度分布関数のべき指数

 高傾斜角の外縁天体の方が傾斜の緩やかなサイズ分布を持つ高傾斜角（>
高傾斜角（ 5 ）O

10 1Fraser et al. (2010)
1.2

低傾斜角（<低傾斜角（ 5 ）O0.80.401.2

高傾斜角（>
高傾斜角（ 5 ）O0.80.4
02021222324

R 等級 @ 1 deg-22526

・ 力学グループ分類のためには2.5ヵ月以上の期間が必要
・ 間隔が長くなると lost/confusionする可能性が高まる
・ 一月間隔の観測を3 ヵ月以上にわたって継続して行いたい

アーク長（day）

離心率誤差

・ 太陽系外縁天体の軌道決定のためには長期間にわたる複数回の追観測が必要

近日点距離誤差（AU）

共同利用への要望

アーク長（day）
courtesy of Dr. Shinsuke Abe２．太陽系小天体の突発現象観測1. 彗星核分裂（2006年）

Fuse et al. PASJ 59, 381, 2007•••••2006年73P/Schwassmann-Wachmann 3Ｂ核の分裂50個以上の分裂破⽚を検出（世界最多）
分裂破⽚のサイズ分布やロケット効果による運動を解析→彗星核の物理構造の解明
分裂の原因となったアウトバースト⽇時と、そのダスト放出量を推定
Suprime-Cam約１時間の観測で、査読論⽂２本(Fuse et al. PASJ 59, 381, 2007, Ishiguro et al. Icarus 230, 561, 2009)2. 彗星アウトバースト(2007年)

2007年10月25-28⽇COMICSにて撮像＆分光。Watanabe et al. PASJ 61, 679, 2009•••••2007年ホームズ彗星アウトバースト。明るさ100万倍に（観測史上最大規模のバースト）彗星近傍から飛び出すチリ雲を検出。その運動を解析。
中間赤外域でシリケイトフィーチャーを検出。以上から、彗星内部物質が放出されたと推定
チリのアルベドや温度、ダスト総質量を推定。
COMICS 約数10分×4夜の観測で、査読論⽂２本(Watanabe et al. PASJ 61, 679, 2009, Ishiguro et al. ApJ 714, 1324, 2010)

3. 小惑星衝突（2010年）

2011年3月1⽇S-Camにて撮像 (Ishiguro et al. 2011)

••
•
•
•

2010年12月突如、既知の小惑星Scheilaがアウトバースト（チリ雲の放出）
ダスト放出後3ヶ月以上経て、直線上構造（上図）を世界で初めて検出
直線上構造からダスト放出時刻（１２月３⽇±１⽇）と粒⼦サイズを決定(世界初)
他の観測結果と併せて、数十ｍサイズの小惑星がScheilaに衝突したと断定
S-Cam⼀時間の観測で、査読論⽂1本(+1本投稿中)(Ishiguro et al. ApJL, in press, Ishiguro et al. ApJL, submitted)

観測提案：太陽系突発現象の撮像観測• 探査機では観測できない、小惑星同士の衝突や彗星のアウトバーストなど、現在の太陽系で起っている突発現象を観測し、これら太陽系小天体の進化について研究することが可能。
• １ｍクラス望遠鏡による小惑星サーベイの副産物として、最近は１〜２年に１回のペースで、これら突発天体が報告されている。より暗いダスト雲構造、より小さな破⽚を検出するために、大型望遠鏡によるフォローアップ観測が重要。
• 発⾒から、数週間〜3ヶ月以内の観測を希望。必要な観測時間は約１時間で最低１晩の観測でもよい。観測装置は可視（利⽤できなければ中間赤外・近赤外でも可）の撮像装置(ブロードバンドフィルターで)。
• 明るい観測対象（例Holmes彗星）は、分光も。

過去5年以内に発⽣した太陽系内突発現象
イベント時刻天体名

種別

代表的なリファレンス論⽂

2006年上旬

73P/SW 3B

彗星核分裂

Fuse et al. PASJ 59, 381, 20072007年10月23⽇

17P/Holmes

彗星アウトバースト

Watanabe et al. PASJ 61, 679, 20092009年10月13⽇

217P/LINEAR

彗星アウトバースト

Sarugaku et al. ApJ 724, L118

2009年上旬

P/2010 A2

小惑星崩壊

Jewitt et al. Nature 467, 817, 20102010年12月3⽇(596) Scheila

小惑星衝突

Ishiguro et al. ApJL (in press)

2011年７月発⾒213P/Van Ness

彗星分裂

Hanayama et al. (in preparation)