深宇宙を飛ぶ「雪だるま」

「深宇宙を飛ぶ雪だるま」は、ホリデーシーズンのジョークではない。海王星のさらに外側にある多くの小さな天体が、なぜ合体した2つの雪だるまのような姿をしているのかを説明する、最新の研究から導き出された文字通りの表現だ。2026年2月26日、Michigan State University（MSU）の研究者たちは、アロコスのようなカイパーベルト天体に見られる象徴的な2つのローブ（塊）を持つ形状を再現するシミュレーション結果を発表した。この研究は『Monthly Notices of the Royal Astronomical Society』3月号に掲載が受理されている。MSUの大学院生Jackson Barnes氏が、Planetary Science InstituteおよびMSUの共同研究者と共に開発したこのモデルは、氷のペブル（小石）の雲が自らの重力で崩壊し、破砕されるのではなく穏やかに合体することで、接触二重小惑星が自然に発生することを示している。

深宇宙を飛ぶ雪だるま：新たなシミュレーション

Barnes氏らによるシミュレーションは、ペブル雲の重力崩壊によって、雪だるまのように2つのローブが接触した天体である「原生的な接触二重小惑星」が形成され得ることを、完全に自己整合的な形で初めて実証した。研究チームは、複数の小天体が形成され、移動し、稀な高エネルギー衝突や特殊なプロセスを必要とせずに接触状態に落ち着く様子を捉えた短いビデオを公開した。これは、宇宙船によるフライバイ調査や望遠鏡による観測で、カイパーベルトにある小天体の驚くほど多くが接触二重小惑星であることが判明しているため、非常に重要である。実行可能な形成モデルは、これらを高い頻度で生成できなければならない。

従来の計算モデルでは、人為的に調整された衝突や外部要因なしに2つのローブを結合させることは困難な場合が多かった。Barnes氏の手法は、分散した重力的に不安定なペブル雲から始まり、重力と力学的な相互作用に任せるというものだ。雲が収縮するにつれ、相対速度が低下し、穏やかな接触によって集合体が二葉状の構成へと合体し、天体のまばらな太陽系外縁部でそのままの形を保つことが可能になる。

深宇宙を飛ぶ雪だるまとカイパーベルト

新たなシミュレーションは、こうした形状が稀な偶然ではなく、カイパーベルトにおける微惑星形成の自然な結果であることを示している。低密度の環境であるこのベルト内で一度2つのローブが接触すると、その後に高速衝突が起こる可能性は低いため、これらの脆弱な雪だるまの形は数十億年もの間生き残り、初期太陽系を知るための比較的原生的な窓として私たちの前に現れるのである。

氷の付着の物理学

太陽系外縁部のほぼ真空で微小重力の環境下で、霜に覆われた微細な粒子やペブルはどのようにしてくっつくのだろうか？ その答えは、穏やかな力学と表面物理学の組み合わせにある。衝突する粒子間の速度がキロメートル単位ではなく、毎秒数センチメートルと低速である場合、衝突はエネルギーを散逸させる傾向があり、集合体は砕けることなく凝集する。この条件は、相互の重力によって近隣粒子間の相対速度が低下する、ペブル雲の緩やかな崩壊過程で一般的に見られる。

微小なスケールでは、近距離力が重要になる。分子間に働く弱く普遍的な力であるファンデルワールス力は、接触面積が小さい場合に凝集力を提供する。静電力も役割を果たす可能性がある。日光やプラズマによる帯電の差によって、状況に応じて粒子が引き合ったり反発したりし、初期の塊の形成を助けることがある。同時に、カイパーベルトのような極低温下では、ice（氷）は地球のような温度とは異なる挙動を示す。接触点での焼結（シンタリング）や霜の再凝縮によって、時間の経過とともに粒子同士が溶着されるため、表面の粘着性が高まる可能性がある。

惑星科学分野の実験室研究と理論的研究は、低速の衝突、ファンデルワールス凝集、静電引力の可能性、そして熱による焼結といったこれらの効果の組み合わせにより、極微小なice（氷）の粒子であっても大きな集合体へと合体できることを示している。これらの集合体はその後、暴走的なプロセスを経てさらに集積し、最終的にはキロメートル規模の微惑星となり、Barnes氏がモデル化した条件下では二葉状の接触二重小惑星となる。

ペブルから接触二重小惑星へ：重力崩壊

MSUのチームが検証した中心的なメカニズムは、氷のペブルが密集した雲の重力崩壊である。このシナリオでは、原始惑星系円盤内での気象学的な塊の形成や、粒子を濃縮させるストリーミング不安定性などによって固体が局所的に集中し、自己重力が雲の分散しようとする性質を上回るほどにその領域が高密度になる。雲が崩壊するにつれ、個々のペブルの塊が形成され、相互作用する。

重要なのは、崩壊プロセスが集団的であるため、近接する塊同士の相対速度が低くなる傾向があることだ。粒子はランダムな高速軌道で互いに激突するのではなく、共通の中心に向かって落下していく。このような穏やかな遭遇は、付着や接触二重小惑星への再構成を促す。MSUのシミュレーションは、初期の密度や角運動量に応じて、単一の回転楕円体、二重小惑星、接触二重小惑星など、複数の結果が可能であることを示しているが、現実的なパラメータの範囲内では二葉状の形態が自然に出現する。これが、望遠鏡や探査機による観測でそれらがかなりの数で見つかる理由を説明している。

表面プロセスと探査機の霜

カイパーベルトで氷の粒子を凝集させるのと同じ表面物理学は、軌道上の探査機の表面に霜が張り付く理由や、太陽系の冷たい場所にいる着陸機や観測機器に霜が堆積する理由も説明する。微小重力下では、霜を剥ぎ取るような強い下向きの力が働かない。代わりに、分子間力と緩やかな再凝縮によって霜が付着したままになる。静電付着は、太陽電池パネルやセンサーに塵やice（氷）の粒子を付着させることがあり、塵や揮発性物質が豊富な環境で運用されるミッションにとって、深刻な工学的課題となっている。

これらのメカニズムを理解することは、単なる学術的な関心事ではない。表面がどれほど速く焼結するか、あるいは熱サイクル下で2つのローブの接触部がどれほどの耐性を持つかを予測することは、科学者が遠隔観測を解釈し、将来のミッションを計画する際に影響を与える。例えば、二葉状のKBOを目指す将来の着陸機は、本体の他の部分に比べて結合が弱い可能性のある脆弱な接触領域を考慮する必要があるだろう。

今後の展望と観測

今後、小規模なカイパーベルト天体の目録を増やす望遠鏡サーベイや、将来のフライバイあるいはランデブーミッションによって、崩壊モデルからの詳細な予測を検証できるようになるだろう。具体的には、ローブのサイズの分布、回転状態、表面の空隙率、そして原生に近い接触二重小惑星の頻度などが挙げられる。また、実験室での実験や洗練されたシミュレーションによって、氷の粒子の初期段階の付着を制御するマイクロ物理（ファンデルワールス力、静電力、焼結）の解明も進むだろう。これらの証拠が組み合わさることで、太陽系の最も冷たい領域でどのように惑星の構成要素が組み立てられたのかという全体像が、より鮮明になるはずだ。

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