<plone.namedfile.file.NamedBlobImage object at 0x7fe814745120 oid 0x297a3e in <Connection at 7fe889338c40>>

2021-08-27

natural_sciences

{'items': [{'description': {'blocks': [{'key': 'b90o0', 'text': ' 銀河系の中心にある、膨らんだ棒状の構造の領域です。星の数密度が高く、年老いた星が多いと言った特徴があります。銀河系は大きく、中心のバルジ、その周りに薄く広がるディスク、銀河系全体を球状に包み込むハローに分けられ、太陽はディスクに属します。 ', 'type': 'unstyled', 'depth': 0, 'inlineStyleRanges': [], 'entityRanges': [], 'data': {}}], 'entityMap': {}}, 'key': 'eblrm', 'term': '銀河系バルジ'}, {'description': {'blocks': [{'key': 'a0etu', 'text': ' ある星を観測している時に、その星の手前を惑星系が通過すると、惑星系の重力の影響で、観測している星からの光はあたかもレンズを通ったかのように曲げられて集光し、突然明るくなったように見えます。この明るさの変化を調べることで、惑星系を発見する方法です。 ', 'type': 'unstyled', 'depth': 0, 'inlineStyleRanges': [], 'entityRanges': [], 'data': {}}], 'entityMap': {}}, 'key': 'd42sm', 'term': '重力マイクロレンズ法'}, {'description': {'blocks': [{'key': '96l65', 'text': ' 惑星が公転するように、実は恒星も惑星の重力の影響で小さく公転します。この、恒星の公転による視線方向の速度のわずかな変化を捉えることで惑星を発見する方法です。 ', 'type': 'unstyled', 'depth': 0, 'inlineStyleRanges': [], 'entityRanges': [], 'data': {}}], 'entityMap': {}}, 'key': 'cscht', 'term': '視線速度法'}, {'description': {'blocks': [{'key': '9trbm', 'text': ' 惑星が主星の前面を横切る際に発生する減光を観測して惑星を発見する方法です。 ', 'type': 'unstyled', 'depth': 0, 'inlineStyleRanges': [], 'entityRanges': [], 'data': {}}], 'entityMap': {}}, 'key': '8mvnq', 'term': 'トランジット法'}, {'description': {'blocks': [{'key': '5t5je', 'text': ' 重力レンズで、手前の星と背景の星が重なるとできるアインシュタインリングの半径を見込む角度です。 ', 'type': 'unstyled', 'depth': 0, 'inlineStyleRanges': [], 'entityRanges': [], 'data': {}}], 'entityMap': {}}, 'key': '2jbt5', 'term': 'アインシュタイン角半径'}, {'description': {'blocks': [{'key': '9ammp', 'text': ' 重力マイクロレンズは、銀河系内の星々の動きによって偶然発生する現象です。なので、どんな質量の星が、どのように銀河系内に分布し、どんな速度で動いているかというモデルを使うことで、どんな重力マイクロレンズ現象がどれくらい発生するか予想することができます。研究チームは、本研究に先駆けて、銀河系の星のモデルを最新の星のデータに合うように改良しました。 ', 'type': 'unstyled', 'depth': 0, 'inlineStyleRanges': [], 'entityRanges': [], 'data': {}}], 'entityMap': {}}, 'key': '7uc6s', 'term': '銀河系の星のモデル'}, {'description': {'blocks': [{'key': '9blka', 'text': ' 本研究では、銀河系中心からの距離Rに対して、惑星存在率はRaで変化するというモデルを考えて、a = 0.2 +- 0.4という結果を得ました。自然界にはべき関数の分布が数多く潜んでいるため、どのように分布しているかわからないもののモデルには最初の足掛かりとして、べき関数がよく使われます。 ', 'type': 'unstyled', 'depth': 0, 'inlineStyleRanges': [{'offset': 30, 'length': 1, 'style': 'SUPERSCRIPT'}], 'entityRanges': [], 'data': {}}], 'entityMap': {}}, 'key': 'dpcge', 'term': 'べき関数モデル'}]}

['sci']

['越本直季', '鈴木大介']

重力マイクロレンズ法を用いた惑星系の銀河系内分布の調査は以前からされてきましたが、惑星系までの距離や標本に含まれるバイアスのため、うまくいっていませんでした。今回、距離のデータを使わないというある意味逆転の発想に加え、バイアスを取り除くための独自手法を組み合わせることで、世界に先駆けて結果を出すことに成功しました。より高精度な惑星系分布を解明するために、今後も継続して観測・解析を進めることが重要です。（越本直季招へい研究員）

鈴木大介

助教

理学研究科

https://rd.iai.osaka-u.ac.jp/ja/0e0da84e796628df.html