黄道光

黄道光（こうどうこう）とは、夜間の暗い空に観測される、天球上の黄道（地球の公転軌道とほぼ同じ平面）に沿って広がる、かすかな光の帯のことです。これは、太陽の周囲を漂う非常に小さな固体粒子（惑星間塵）が太陽光を散乱させることによって生じます。その光のスペクトルが太陽光と同じ連続スペクトルを示すことから、この惑星間塵が黄道光の正体であることが裏付けられています。

黄道光の正体と起源

黄道光の光の源は、主に太陽系の内側に存在する、センチメートルからマイクロメートルオーダーの惑星間塵です。これらの塵は、私たちが普段目にする隕石や火球の構成物質と似ています。この大量の塵粒子が太陽の光をあらゆる方向に散乱することで、あたかも帯状の淡い光のように地球から観測されるのが黄道光です。

黄道光を作り出している塵粒子は、黄道面付近に集中しています。これは、これらの塵が、アポロ群やアモール群といった地球近傍小惑星の衝突による破片や、短周期彗星が放出した固形物から供給されているためと考えられています。比較的大きな粒子が多いため、太陽からの輻射圧によって太陽系外へ簡単に吹き飛ばされることはありません。

ただし、これらの塵粒子は永久にその場に留まるわけではありません。太陽光エネルギーの吸収・再放射に伴うヤルコフスキー効果などの微小な力により、その公転軌道は次第に小さくなり、およそ1億年以内には最終的に太陽へと落下してしまいます。したがって、黄道光を構成する塵は、太陽系形成時から同じ粒子で成り立っているわけではなく、彗星や小惑星といった太陽系小天体から常に新たな物質が供給され続けている動的な存在であると言えます。実際に、太陽表面から少し離れた場所には、かつて外側の軌道にあった塵が太陽熱で蒸発しながら輻射圧で飛ばされてできたと推測される「太陽の環」のような天体も発見されています。黄道光を構成する塵粒子の正確な起源や年齢を推定する研究は、現在も活発に行われている興味深い天文学のテーマの一つです。

対日照

黄道光は、太陽の方向を中心に広がって見えますが、黄道上で太陽とちょうど反対の位置付近にも、黄道光よりもわずかに明るく見える領域が存在します。これを対日照（たいじつしょう）と呼びます。対日照もまた、惑星間塵が太陽光を散乱することによって見えていると考えられていますが、その明るさの増加メカニズムについては、塵による後方散乱が効率的になるため、あるいは地球の重力によってこの領域に塵がわずかに集まっているため、など複数の説があります。

黄道光の観測

黄道光は非常に淡いため、天の川よりもさらに暗い、光害のない非常に条件の良い場所でなければ肉眼で観測することは困難です。明るさは太陽に近いほど強く、太陽から離れるにつれて急速に暗くなります。

観測に適した時間帯は、太陽が沈んだ後の西の空、あるいは日の出前の東の空です。日没直後には、西の地平線から天頂に向かって、細長く釣鐘状に広がる黄道光を見ることができる機会があります。同様に、夜明け前には、東の地平線から天頂に向かって同じような光の帯が現れます。

季節によっても観測のしやすさは変わります。特に見やすいのは、黄道が地平線に対して垂直に近い角度で立ち上がる時期です。北半球では、夕方の黄道光は空気が澄んで安定しやすい冬の時期、具体的には1月から3月頃に見やすい傾向があります。一方、明け方の黄道光は、秋の空が澄む9月から11月頃が観測に適しています。極めて空の条件が良い場所では、黄道に沿って夜空を一周する黄道光全体を見ることができる場合もあります。

太陽に非常に近い部分の黄道光は、太陽の眩しさのために直接肉眼で観測することはできません。しかし、コロナグラフのような特殊な観測装置を用いると、黄道光が太陽の外部コロナと連続している様子が観測できます。

観測場所と光害

黄道光は、基本的に肉眼で観測可能な自然現象ですが、都市部やその近郊では強い光害の影響を受けるため、ほとんど見ることができません。国立科学博物館の村山定男氏の記録によれば、太平洋戦争直後の空襲で焼け野原となった東京都心では、光害が少なかったために黄道光が明確に見えたとのことです。しかし、1970年代には同じ場所から黄道光は見えなくなっており、都市化による光害の深刻化を示しています。

光害の少ない場所、例えば山間部や離島などで、月の出ていない暗い夜に空を見上げてみましょう。

関連項目

小惑星
彗星
惑星間塵
対日照
村山定男
ブライアン・メイ (黄道光に関する研究で博士号を取得)

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