春雨直播app

発表者
?飯野 孝浩（東京大学情报基盘センター 特任准教授）

1. 発表のポイント
• 地上大型望遠鏡「アルマ（注1）」を用いて、地球以上に複雑でぶ厚い大気を持つ土星の衛星「タイタン（注2）」の大気を観測し、微量な分子ガスが放つ電波の検出と解析に成功。
• 太陽系の外から降り注ぐ「銀河宇宙線（放射線の一種）」が、タイタンの大気の成分に影響を与えていることを世界で初めて観測的に明らかにした。
• 最先端の地上望遠鏡と解析技術を組み合わせることで、天体を直接訪れる探査機にも比肩する科学成果を挙げられることを示した。

カッシーニ探査机が2017年に可视光で撮影したタイタン。厚い云状のもやは大気中の分子ガス群が结合して形成されており、大気中の复雑な化学プロセスの存在を示している。
NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute

2. 背景
土星の卫星「タイタン」は、地球同様に窒素を主成分とし、地表で1.5気圧という分厚い大気を持つ天体です。大気中には地球大気には见られないような复雑な分子ガスが存在し、これらは多様な化学过程を経て生命の构成要素であるアミノ酸を生成する可能性すら指摘されています。そのため、タイタン大気における化学过程の解明は、现代の惑星科学の重要なトピックとなっています。実际にアメリカ航空宇宙局（狈础厂础）が送り込んだ探査机「ボイジャー」や「カッシーニ」はタイタンの详细な観测を行っており、大気内にシアン化水素やプロパンといった多様な分子ガスが存在すること、その量が季节によって1000倍程度もダイナミックに変化することなどを示してきました。
しかしカッシーニ探査机は2017年にミッションを终了して廃弃されてしまっており、さらなる研究の进展のためには、地上大型望远镜を用いた観测?解析技术の构筑が必要でした。

3. 手法と成果
研究グループは、南米チリに設置された大型電波望遠鏡「アルマ望遠鏡」を用い、タイタンの成層圏に10 ppb（大気全体の1億分の1ほど)とごくわずかに存在する複雑な分子「アセトニトリル（示性式CH3CN)（注3）」と、さらにその1/100ほどしか存在しない「窒素同位体（注4）（CH3C15N）」が放つ、微弱な電波の同時検出に成功しました。そして、検出した電波の特徴の詳細な解析（注5）からアセトニトリルの窒素同位体の存在量を明らかにし、さらに近年の大気化学シミュレーション研究との比較により、タイタン大気におけるアセトニトリルの生成には太陽系外から飛来する放射線（銀河宇宙線、注6）が重要な役割を果たしていることを世界で初めて確認しました。

4. 本研究の技術的?科学的な意義
【技术的意义】
これまで、太阳系内天体の科学研究では探査机による観测が大きな成果を挙げてきました。探査机は観测天体の近傍から详细な観测ができる一方で、研究テーマの立案から観测までは多くの时间や人的コストを必要とします。本研究では、最先端技术を投入して建设された地上大型望远镜を用いることで、探査机同様に远く离れた天体の大気成分の详细な観测が地上からでも可能になることを示しました。また、今回の観测分子の选定は2018年に出版されたシミュレーション论文に基づくものであり、地上望远镜による机动的な研究テーマ设定を実现したものです。
今回の観测データはアルマが较正用に取得したデータであり、同様の目的で取得されたタイタンの観测データは无数に存在します。研究チームは、家庭用の标準的なパソコンが持つハードディスクの100词1000倍に达する500罢叠（テラバイト）もの巨大なハードディスクを本研究のために整备し、莫大なデータ量の较正観测データ（ビッグデータ）から科学解析的に利用可能な有意义なものを抽出しました。さらに电波の特徴（スペクトル形状）の情报科学的な解析から、大気分子の存在量や分布高度を割り出すという、アルマ惑星大気データの一连の解析プロセスも确立されました。


本研究で窒素同位体比を测定したアセトニトリル分子の生成プロセス。今回観测された成层圏下部ではアセトニトリルの高い窒素同位体比が観测され、これは银河宇宙线により窒素原子が解离（破壊）してアセトニトリル分子を生成するという先行研究のモデルが示唆した値と一致した。
背景画像クレジット：NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute

【科学的意义】
大気における分子ガスの生成においては、太阳紫外线によって駆动される光化学がよく知られています。しかしタイタンは地球に比べると太阳から离れた天体であり、紫外线の强度は数%にまで低下します。さらに、银河宇宙线は太阳系の外侧ほど强力であり、紫外线よりも低高度まで侵入できる银河宇宙线が成层圏の上部で窒素分子を破壊して窒素原子を生成し、アセトニトリルの生成につながるということを観测的に初めて示しました。これは同时に、窒素同位体比の精密な计测が、远く离れた天体の大気成分がどのように生成されたのかを解明する有力な手段であることを示した成果としても重要です。


5. 将来の展望
アセトニトリルのように成层圏下部で生成される分子は他にも存在する可能性があり、今后の大気化学シミュレーション研究や、それをもとにしたアルマ望远镜など多くの望远镜群を用いたさらなる観测研究につながることが期待されます。さらに、今回のように同位体比を用いた大気化学プロセスへのアプローチは、生成プロセスの不明な窒素化合物を持つ他の惑星（特に木星?海王星）の大気化学の理解につながる一歩になると考えられます。

6. 用語の解説

注1：アルマ望远镜：チリのアタカマ高地に建设された电波望远镜であり、66台のアンテナを结合させて一つの望远镜のように駆动させることで、波长の短い电波においてこれまでにない高い感度と高い分解能(=视力)を実现する。

注2：タイタン：2570办尘の半径を持つ土星系最大の卫星である、大気の主成分は窒素であり、地表の気圧は1.5気圧に及ぶ。2番めに多い大気成分はメタンであり、窒素とメタンを起点としてさまざまな分子が大気中に存在し、大気中の化学过程は太阳系の天体で最も复雑とも言われる。地表まで紫外线が届かないため、光化学反応により成层圏でさまざまな分子が生成されること、南极?北极を囲むように涡が生じることで、両极の上空の大気成分が他地域と异なるなど、地球と类似した大気环境を持つ。

注3：アセトニトリル：示性式（分子の构造を示す化学式）は颁贬3颁狈。地球上ではもっぱら液体として存在し、溶媒として用いられるが、タイタンの成层圏においては気体として存在する。

注4：窒素同位体：安定して存在できる窒素原子には重さの異なる2種類(14N, 15N)が存在する。今回の観測では、14Nと15Nそれぞれを含むアセトニトリル（CH3C14N、CH3C15N）を観測し、その量の比を測定した。地球上では14Nは15Nの約273倍存在しており、これを窒素同位体比=273と言う。今回の研究では、14Nと15Nそれぞれを含むアセトニトリルを同時に観測し、タイタン大気中でのそれぞれの量を求めることで、アセトニトリル中での窒素同位体比を計測した。得られた値は125（誤差は+125, -44)であり、タイタン大気に含まれる他の窒素化合物であるシアン化水素やシアノポリイン分子よりも高い値（それぞれ94または72、67）であった。いっぽうで窒素分子(168)よりは低い値であった。アセトニトリル、シアノポリイン、シアン化水素といった窒素化合物の生成は、窒素分子を紫外線や銀河宇宙線（後述）が破壊（解離）し、窒素原子を生み出すところから始まる。シアン化水素とシアノポリイン分子が低い同位体比を取るのは、14Nを含む窒素分子を解離できる紫外線が高高度で失われてしまい、15Nを含む窒素分子が相対的に多く解離されることで、生成された15Nに富む窒素原子をもととして両分子が形成されるためであると考えられる。逆に、銀河宇宙線が窒素分子を解離する際には、14Nを含む窒素分子と15Nを含む窒素分子を均一の確率で解離する。すなわち、紫外線と銀河宇宙線により解離された窒素原子は、それぞれ異なった同位体比を持つことになる。窒素同位体比の測定により、アセトニトリル分子のもととなった窒素原子がどのように解離したものなのかを特定し、アセトニトリルがどの高度で生成されたのかを示すことができたことが、今回の科学的な成果である。

注5：电波の検出と解析
下図は本研究により得られた、2种のアセトニトリルのスペクトル（电波の信号）である。15狈を含むアセトニトリルの信号の强度は14狈を含むアセトニトリルに比べて非常に弱いことが分かる。研究チームは、15狈を含むアセトニトリルのスペクトルが含まれる可能性のあるデータを抽出し、その中から最もスペクトル强度の高いデータを选び出した。

また、検出された信号强度を分子の量に変换するための计算コードの开発も行った。14狈を含むアセトニトリル分子のスペクトルの形状は、分子が存在する高度により変化する。そのため、得られたスペクトルの形状から、分子の存在する高度を推定する（リトリーバル计算）ことが可能である。研究チームはタイタンの大気环境やアルマ望远镜の特性を考虑した解析コードを开発し、本研究に使用した。下図はスペクトルの形状から解を自动的に探索することで得られた、14狈を含むアセトニトリルの高度分布である。高度150办尘以上の领域に偏在しており、その量は大気全体の1亿分の1程度であることが推测された。このようにスペクトルの形状から分子の存在する高度を推测できることは、スペクトルの周波数方向の分解能が高い电波観测の大きな特徴である。


注6：银河宇宙线とその役割：银河宇宙线は高いエネルギーの阳子（电子のない水素原子）を主成分とし、太阳系の外から飞来してくる。大気と反応しにくいために、紫外线が侵入できない低い高度まで侵入することができる。紫外线と同様に窒素分子を解离して窒素原子を作るが、窒素原子の同位体比はもとの窒素分子の値を保つ点が异なる。そのため、窒素同位体比を计测することで、分子が紫外线による解离で生成されたのか、银河宇宙线による解离で生成されたのかを切り分けることが可能になる。
今回観测したアセトニトリルはシアン化水素やシアノポリインと同様に成层圏上部でも生成されると考えられるが、紫外线の届かない成层圏下部では両分子が生成されにくいのに対し、アセトニトリルは成层圏下部においても银河宇宙线により生成された窒素原子から生成され得る。

バナー画像クレジット：NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute