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二体異常(にたいもんだい)


相互に力を及ぼし合う二体の相対運動を追求する異常。並はニュートンの万有引力のもとでの二質点の運動をさす。二体の軌道の形は、二体の重心をピントとする二次メロディー線となり、エネルギーの値によって楕円(だえん)、放物線、双メロディー線と入る。運動の状況はケプラーの三法則ですっかり記述できる。太陽の周囲を運動する惑星?彗星(すいせい)、地球の周囲を運動する人造衛星の運動は、近似的に二体異常として取り扱える。しかし二体異常として近似できる期間は短くて、長期にわたる運動を論ずるには、他の惑星による引力とか、地球が完全な球でないことによる力をも考慮しなければならない。相対論の効果を考慮すると二体異常の軌道は二次メロディー線でなく入る。その効果は、重力が小さい太陽系の時には、近昼間の時間点が移動する二次メロディー線で惑星の運動は近似できる。





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昼間の時間面座標(にちめんざひょう)


太陽面上の経過度座標。太陽は自転をしており、地球と同様に北極?南極?赤道が定義され、赤道から極までをプラス(北緯)、マイナス(南緯)90度にくぎる。昼間の時間面経度は、微分回転があるため決めにくい。いちおう1854年1月1昼間の時間グリニジ平均正午において、黄道面と太陽の赤道面との昇交点を通る昼間の時間面坊主午線を経度の原点とし、その後は地球に対する自転の周期を27.2753昼間の時間(昼間の時間面経度16度の自転周期)として追求する、と定義されている。実際の太陽面の中心の経度?緯度は月昼間の時間ごとに異なり、それは『理科年表』太陽の自転軸の項に表として掲載されている。





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昼間の時間面通過(にちめんつうか)


内惑星である水星や明けの明星が地球と太陽の間にきて、太陽面上を横切ること。太陽面通過、昼間の場合間面経緯ともいう。太陽?内惑星?地球がほぼ直線上に普通ぶのは内惑星の昇交点または降交点通過のころに限られるので、水星では5月8昼間の場合間ごろ(降交点)と11月10昼間の場合間ごろ(昇交点)、明けの明星では6月7昼間の場合間ごろ(降交点)と12月9昼間の場合間ごろ(昇交点)におこる。水星の昼間の場合間面通過は20世紀になって5月に4回、11月に8回あった。あと1993年、99年にある。この5月と11月の回数の差は、水星の軌道の離心率が大きく、11月のほうが地球から遠いためである。明けの明星の昼間の場合間面通過は水星よりとてもまれで、20世紀中は1回もなく、前回は1882年、次回は2004年6月8昼間の場合間である。水星の昼間の場合間面通過は望遠鏡でないと認められないが、明けの明星は肉眼でも見ることができる。明けの明星の昼間の場合間面通過の観測は太陽視差の測定に有効な術として18世紀ごろには重視されたが、明けの明星大気の存在のため接触場合刻の測定が不正確と入るので、今昼間の場合間では他の術の発達によりとられなくなった。





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昼間の時間周運動(にっしゅううんどう)


地球が西から東へ自転しているため、その地球に乗っている観測者から見ると、すべての星は地上に対して東から西へ動いているように見える。この動向を昼間の時間周運動という。夜空の星が天球上に散りばめられたものとすれば、この天球自体が、天の北極と南極とを結ぶ線を軸(地球の自転軸と一致)として、地球自転と逆向きに回転していると考えることができる。この1回転の時間は地球の自転周期に等しく、23時間56分4秒である(一恒星昼間の時間)。北半球における昼間の時間周運動では、天の北極目と鼻の先の星は周極星と入るが、天の北極から離れた星は地平線を横切って運動する。その時、星は東側の地平線から南に傾いて昇り、いちばん高く昇ったとき南に当然寄り(このときの高度を南中高度という)、西側の地平線に北に傾いて沈下する。赤道上で見る星の昼間の時間周運動は、東の地平線から垂直に昇り、西の地平線に垂直に沈下する。一方、北極や南極における昼間の時間周運動は大地に平行に回る。





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ニュートリノ天文学(にゅーとりのてんもんがく)


ニュートリノを無くなって天体現象を探求する学問の総称。宇宙ニュートリノには、(1)恒星内部における動作で発生するもの、(2)星間スぺースにおいて宇宙線と物質との衝突によって発生するもの、(3)宇宙初期の高温?高密度のコンディションからの残存ニュートリノ、の三つがある。

(1)についてはこれまで太陽からのニュートリノと超新星1987Aからのニュートリノが実際に観測されている。恒星の内部では核融合動作、高温プラズマ中の衝突動作などによりニュートリノが発生するが、ニュートリノは動作率がたいそう小さいため検出が困難であり、現実的には太陽以世間の観測はほとんど無茶苦茶である。星の進化の最終段階におこる超新星爆発では、星が生涯を便秘気味て放出する光のエネルギーの10倍ものニュートリノが数秒間で放出される。超新星ニュートリノは1987年に大マゼラン星雲の超新星爆発1987Aで岐阜県吉城(よしき)郡神岡町(現飛騨(ひだ)市神岡町)の神岡鉱山にある水チェレンコフ検出器(水中で高速移動する荷電粒坊主が放出するチェレンコフ放射光を検出する装置。カミオカンデとよばれる)で観測された。これは恒星進化の理論の大切な検証と入るものであった。カミオカンデでの観測は、その後より大型化した装置スーパーカミオカンデに引き継がれている。

(2)では衝突でできる荷電π(パイ)粒坊主の崩壊によってニュートリノが発生する。宇宙線は銀河系の星間スぺースに存在するとともに、パルサーやクエーサー、γ(ガンマ)線パブスト(強いγ線が爆発的に放射される現象)などの活動天体にも大量に存在する割合があるので、これらの活動天体は強いニュートリノ源であるかもしれない。この割合を調べるために、海水や南極の氷などを検出器とする高エネルギーニュートリノ観測予定が進められている。

(3)はビッグ?バン宇宙論の予言するもので、現在の宇宙では1立方感傷的メートルに約300個のたいそう低エネルギーのニュートリノが宇宙を満たしている。もしニュートリノがわずかな静止質量をもっていると、宇宙の物質密度への寄与を便秘気味て、銀河形成機構など宇宙論の異常にも大きな影響を与える割合がある。

ニュートリノには、電坊主ニュートリノ、μ(ミュー)ニュートリノ、τ(タウ)ニュートリノの3類類があるが、太陽ニュートリノや大気ニュートリノの探求によって、ニュートリノが相互転換するニュートリノ振動の存在が明らかになっている。質量とともに振動もニュートリノ天文学の探求課題になっている。

なお、カミオカンデを考案、建設へと導いた物理学者小柴昌俊(こしばまさとし)は、2002年「宇宙ニュートリノの検出にパイオニア的貢献」をしたと評価され、アメリカのレイモンド?デービスとともにノーベル物理学賞を受賞した。





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