小惑星は地球に衝突して脅威をもたらす可能性がある。この考えが、数メートルから数キロメートルまでという、幅広いサイズの小惑星や彗星を発見するのに特化した望遠鏡の開発を促進した¹。こうした望遠鏡では、地球への脅威とはならないものの、科学的に非常に興味深い天体が検出されることも少なくない。2017年10月に初めて発見された、太陽系外からの飛来天体（恒星間天体）は、その一例である²（2018年1月号「太陽系外からの初めての使者」参照）。「オウムアムア（‘Oumuamua）」として知られるこの小天体は、見た目も動きも多くの点で他の天体とは異なり、これまで天文学者たちの頭を悩ませてきた³。しかし今回、カリフォルニア大学バークレー校（米国）のJennifer Bergnerとコーネル大学（米国ニューヨーク州イサカ）のDarryl Seligman⁴は、エキゾチックな機構や非物理的な機構に頼ることなく、観測されたオウムアムアの特徴の大半を説明することのできるモデルを見いだし、Nature 2023年3月23日号610ページで報告した。

恒星間天体が太陽系を通過することは、古くから予測されていた。惑星系では、その形成の初期段階に大量の小天体が系外に放出される。こうした「微惑星」は、その後何百万年もかけて星間空間を通り抜けていくのだが、その数と時間を考えれば、そうした天体に太陽付近を通る進路をとるものがあっても当然と言える。そのため、オウムアムアが初めて発見された時、天文学者たちは、その振る舞いがこうした微小天体のものと似ており、太陽系外縁部で形成される彗星の挙動とさほど違わないだろうと予想した。

ところが、最初から何かが変だった。オウムアムアの見た目は彗星とは違っており、彗星を定義付ける特徴である、尾や、「コマ」と呼ばれるぼんやりしたエンベロープ（いずれもガスや塵でできている）が確認されなかったのだ²。むしろオウムアムアは、小惑星のような、主に重力を受けて運動する非活動的な天体に似ていた。しかし間もなくして、オウムアムアの運動が重力だけに起因するものではないことが判明する。彗星は、放出されたガスや塵の反動によって加速するが、オウムアムアも、そうした彗星に特徴的な運動と同様に進路方向に加速していたのである。見た目は非活動的なのに、間接的な証拠は活動の存在を示している。なぜ、このようなことが可能なのか。

オウムアムアが実際は加速に必要な量のH₂を放出しているのに、活動していないように見えた理由が説明された

オウムアムアの観測は、発見の直後から、極めて強力な望遠鏡でも見えないほど暗くなるまでの約4カ月にわたり、多くの主要な天文台によって行われた。結果として、天文学者たちは大量のデータを手に入れたのだが、今度はそれらをうまくつなぎ合わせて、この奇妙な天体の性質と組成を1つのモデルで矛盾なく説明するという課題に直面する。そうしたモデルでは、オウムアムアの軌道に関する相反する特性に折り合いをつける必要があった。以来、これまでに数多くのモデルが提唱されており、中にはエキゾチックな組成や起源が関与するものもあった⁵。だが、BergnerとSeligmanが今回報告したモデルは、オウムアムアが示す数々の特異性を、おそらく初めて単純かつ物理的に現実的に説明したものと言える（図1）。

BergnerとSeligmanのモデルも、基本的な考えはこれまでの多くのモデルと同じで、オウムアムアの加速を、表面からガス（この場合は分子状水素〔H₂〕）が放出された結果だと説明している。だが、2人のモデルが革新的なのは、そうしたH₂が存在することの説明の仕方にあった。BergnerとSeligmanは、オウムアムアは、故郷の惑星系で水（H₂O）を多く含んだ普通の微惑星（彗星に似ている）として誕生し、系外に放出された後、星間空間を移動する間ずっと銀河宇宙線にさらされてきたと主張している。そして、こうした宇宙線の高エネルギー粒子によってH₂O分子の解離が引き起こされ、H₂が生成したものの、星間空間の低温環境では生じたH₂は放出されず、この天体の大部分を構成するアモルファス（非晶質）のH₂O氷マトリックス中に捕捉されたままだったとする。その後、オウムアムアが太陽に近づいて熱せられると、こうした氷の構造が変化して、捕捉されていたH₂が放出され、結果として天体が前進した。

BergnerとSeligmanは、オウムアムアの表面下には、観測された加速を説明するのに必要な量のH₂を生じるのに十分な量の氷があり、また、太陽に近づいた際の温度上昇も、そうした放出をもたらすのに十分であると示すことで、自らの主張を裏付けている。さらに重要なのは、BergnerとSeligmanのモデルには、地球上からの観測で確認できるほどの量のH₂が必要ないことである。加えて、H₂Oに富んだこの天体からは、温度上昇に伴ってH₂Oも放出される可能性があるが、これも、地上からの観測で確認できるほどの量は必要ない。こうして、オウムアムアが実際は加速に必要な量のH₂を放出しているのに、活動していないように見えた理由が説明された。

今回提唱されたモデルは、恒星間天体がどのようにして形成されるかに関する我々の現在の理解とも一致し、太陽系由来の彗星には存在しない、いかなるエキゾチック物質の含有も前提としていない。同時に、こうした太陽系外由来の天体が太陽系の彗星とよく似ているという考えは、ある明白な疑問につながる。太陽系ではこれまでに何千という彗星が観測されているのに、オウムアムアのような非重力的な力が見られないのはなぜか、という疑問である。

これに対するBergnerとSeligmanの説明は単純だ。2人が今回報告した機構は、太陽の熱がこうした天体の表面近くの薄い層にのみ達する、という表面効果なのである。これはすなわち、天体のサイズが大きければ大きいほど、この効果が全体に占める割合が小さくなることを意味する。オウムアムアの直径はおよそ100 mで、一般にサイズが数キロメートルに達する普通の彗星よりもはるかに小さい。そのため、オウムアムアで働く表面効果は、これまでに観測されたほとんどの彗星よりも顕著なのだ。

今回のBergnerとSeligmanのモデルが正しいとすれば、オウムアムアと似たサイズの他の太陽系由来の彗星でも、この機構の効果が観測されるはずである。そうした天体はまだ見つかっていないが、今後、新たな望遠鏡がそうした天体を見つけ、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）などの観測設備がそれらの詳細な調査に役立つと期待される。オウムアムアがもう二度と観測できないことを考えると、そうした発見は歓迎されるだろう。何を探すべきか分かった今、この魅力的な天体の本質がいよいよ解明されるのか、その決定的な証拠となる重要な観測に一歩近づいたと言える。

翻訳：藤野正美