物理的特性

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物理的特性

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/03/14 03:22 UTC 版)

「(55565) 2002 AW197」の記事における「物理的特性」の解説

ハーシェル宇宙天文台とスピッツァー宇宙望遠鏡の熱放射による直径の測定により直径は768+39−38km、アルベドは0.112+0.012−0.011であることが分かった。

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「メータ (小惑星)」の記事における「物理的特性」の解説

同じ小惑星族の天体から考えてメータはS型小惑星と推定されている。

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「HD 189733 b」の記事における「物理的特性」の解説

HD 189733 bはこれまで幾多も観測されてきているため、観測ごとに示される物理的特性や軌道要素のパラメーターには若干の差があるが、質量と半径は木星の1.1倍程度と推定されており、主星から約460万 km離れた軌道を約2.22日周期で公転しているホット・ジュピターである。平衡温度（英語版）は約1,200 K前後となっている。 HD 189733 bは、これまでにトランジットが観測された太陽系外惑星の中でトランジット時に遮断する主星の光度の割合（Photometric transit depth）が最も大きく、トランジット時に主星の光度の約3%を遮断する。また、HD 209458 bと共に初めて直接的に分光観測された太陽系外惑星でもある。この2つの惑星の主星はトランジットを起こす惑星を持つ恒星の中でも最も明るいため、これらの惑星はこれからも天文学者から特に注目される天体となるであろう。他の多くのホット・ジュピターと同様に、HD 189733 bも主星との潮汐力によって自転と公転の同期（潮汐固定）が発生しているとみられる。 チューリッヒ工科大学の Svetlana Berdyugina が率いる国際チームは、スペインにあるスウェーデンが建設した口径60 cmのKVA望遠鏡を用いて、HD 189733 bから反射された偏光を直接観測することがに成功している。この偏光観測からは、散逸した大気がトランジット中に確認される不透明な惑星の形状よりもかなり大きく広がっている（30％以上）ことが示されている。 HD 189733 bは最初は「pL Class」と呼ばれる、チタンやバナジウムの酸化物が欠如しているL型褐色矮星のような、温度が逆転した成層圏を持たない惑星であると予測されていたが、成層圏モデルに対してテストされた追跡測定では、決定的な結果は得られなかった。赤外線で見ると大気中の凝縮物は、トランジット時に中赤外線で観測される惑星半径のさらに約1,000 km上空に霞を形成しており、表面付近から見たHD 189733 bの夕焼けは赤く見えるとされている。大気中にナトリウムとカリウムが含まれていることを示す信号の存在が、2007年にTinettiらによる研究で予測されていたが、最初は凝縮物の霞でナトリウムの信号を見ることはできなかった。しかし、最終的にはHD 209458 bのナトリウム層より3倍も濃度が濃いナトリウムの存在が観測された。2020年の研究でも大気中のカリウムの存在が確認されているが、この研究ではその濃度が大幅に低くなっていることが示されている。また、 HD 189733 bは大気中に二酸化炭素が存在することが確認された初めての太陽系外惑星でもある。

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「アイリッシュ・フルート」の記事における「物理的特性」の解説

アイリッシュ・フルートは、単純なシステムの横笛であり、音孔を連続的に塞ぐと全音階（長調）を奏でる。古典派時代のほとんどの笛（フルート）と現代に製造された笛の一部は、金属製のキイ（英語版）を使用し、半音階の調性を部分的または完全に得るための追加の音孔を備えている。単純なシステムのフルートは、木製の構造、特徴的なアンブシュア、直接的な（キイ無しの）運指のため、西洋のコンサートフルートとは明らかに異なる音色を持っている。ほとんどのアイリッシュフルート奏者は、クラシックフルート奏者と比較して、暗めで甲高い音色を求める傾向がある。Dの調性を持つものが最も一般的であるが、単純なシステムのフルートは他の調性でも演奏可能で、アイルランド音楽ではE♭、B♭、Cの調でしばしば演奏される。Dフルートと呼ばれるものの、これは非移調楽器なので、運指表のCの指で押さえるとコンサートピッチのCが鳴る。Dフルートの名前の由来は、最も単純な6つの孔を持つ木製フルートがDを最低音とし、クロスフィンガリングを使わずにDの音階を演奏することに由来する。E♭、B♭、C版は移調楽器である。 アイリッシュ・フルートは6つの主孔を持つ。Dフルート（最も一般的な種類）で、塞がれた指孔をX、開いている指孔をOの記号で表わすと、全ての孔を塞いだ状態（それぞれの手で3本の指）はXXX-XXX = Dと表わすことができる。音階は、XXX-XXO = E、XXX-XOO = F♯、XXX-OOO = G、XXO-OOO = A、XOO-OOO = B、OOO-OOO = C♯、XXX-XXXまたはOXX-XXX = オクターブ上のDで鳴り、完全なニ長調の音階となる。 木製フルートは頭部は円筒形ボア、胴体部は円錐形ボアを持つ。このボアは頭部の端で最大で、足部へいくにつれて縮小していく。これは任意の音孔に対してフルートの長さが短くなる効果がある。 現代のベーム式キイシステムフルートは、一般的にCの調性であることから、現代の演奏家との間で混乱が生じる。これは、ロー（低い）Cに到達できるようにキイが追加されたためであるが、現代の金属製ベーム式フルートでも6つの主要な指穴（親指キイも閉じる）だけを覆うと（XXX-XXX）、D音が得られる。多くの技術的な理由から、単純なシステム木製D管フルートは、単純なシステムのC管フルートとは対照的に、その運指ポジションで得られる音高は、コンサートC管現代ベーム式フルートの音高をより忠実に反映している。テオバルト・ベームは、半音階をより簡単に演奏できるようにフルートを完全に再設計した。ベーム式フルートは円筒形ボア（頭部は放物線状ボア）を持ち、音孔を理想的な位置に配置し、理想的な大きさにするためにキイを使用する。

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「ぎょしゃ座ゼータ星」の記事における「物理的特性」の解説

ぎょしゃ座ζ星は、アルゴル型の食変光星で、軌道傾斜角は87.3°と公転面は地球からの視線方向と平行に近く、972日（2年8ヶ月）周期で3.61等から3.99まで変光する。CCDM 05025+4105 という食連星でもあり、主星はK型の明るい赤色巨星（または超巨星）、伴星はB型主系列星である。主星と伴星の間は、平均して4.2天文単位離れているが、公転軌道の離心率は0.4と高いので、両者の距離は2.5天文単位から5.9天文単位まで変化する。変光の主極小は、主星が伴星を隠した時で、伴星はB型で紫外線での放射が卓越しているため、視等級では0.15等程度の減光しか示さないが、紫外域では2等程度と減光幅が大きい。

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「オアース」の記事における「物理的特性」の解説

オアース・ジャーナル 誌掲載のゲイリー・ホリアンの論文によると、オアースの円周距離はおよそ42,024km、半径は6,714kmであり、地球よりおよそ1％大きい。自転に起因する惑星球体の扁平化はなく、神の力の存在が再びうかがわれる。 オアースには少なくとも4つの大陸が存在し、その中で最大のものはオアリク大陸であり、主に北半球に位置している。オアリク大陸南東の熱帯地域には、かなり小さな大陸であるヘプモナランドが位置している。ハイボリアはテルチュリア（冬の神であるテルチュアにちなむ）とも呼ばれ、北極に位置し、4番目の無名の大陸は南半球に位置している。オアースにはソルナー洋、テルチュリアを囲むドラミジ洋、オアリク大陸南方のストーム洋、ポーラリアを囲むサンダー海の4つの大洋が存在するとされる。 オアースには多数の島々も存在し、その最大のものは北ソルナー洋に位置するファイアーランドであり、ヘプモナランドのおよそ半分ほどの面積である。ポーラリアは、少なくとも年の一部は南方の極氷冠に覆われた、山がちの列島である。 ヘプモナランドはかなりの注目を集めたが、オアリク大陸の極東地域であるフラネスは、最も詳細に描写された。オアリク大陸西部はTSRのオリジナル・ミニチュア製品系列であるチェインメイルのための背景設定であったが、この背景設定のために正典として執筆された資料はほとんどなく、2002年にこのミニチュア系列が中止されて以降は特に顕著である。 一連の初期モジュールの著者であるフランク・メンツァーは、その中でニュー・エンピリアと呼ばれる小さな地域を、フラネスから見てソルナー洋の向こう側に付け加えたが、それは後のグレイホーク関連製品では言及されなかった。

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「ミマス (衛星)」の記事における「物理的特性」の解説

ミマスの密度は 1.17 g/cm3と低く、氷および少量の岩石だけで構成されると考えられている。土星から受ける潮汐力のため、ミマスは415×394×381kmの三軸不等楕円体で近似される形に歪んでいる。この楕円体の形状は、カッシーニによって撮影された画像でも顕著である。 また、一般的な天体は昼の半球の赤道付近が最も高温になるが、ミマスの表面温度はこの単純な分布には従っていない。原因としては、ミマス表面の氷の状態に地域差があり、熱を逃がす効率が異なっているためという説がある。 宇宙探査機カッシーニは2005年以降ミマスへの接近・調査を行っており、NASAは2014年10月17日に衛星の内部に水が蓄積されていると発表した。

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「硫化ポロニウム」の記事における「物理的特性」の解説

水、硫化アンモニウム、エタノール、アセトン、トルエンに不溶性の黒色結晶を形成する。

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「2018 AG37」の記事における「物理的特性」の解説

見かけの明るさと距離に基づいて、小惑星センターは2018 AG37の絶対等級を4.2等級と算出しており、既知の散乱円盤天体の中では12番目に絶対等級が明るいとしている。 2018 AG37の大きさは直接測定されていないが、幾何アルベドが0.10～0.25の範囲だとするとその直径は400～600 kmになるとみられる。発見者のシェパードはアルベド（反射率）が高く、表面には氷が豊富に含まれていると仮定して、2018 AG37の直径はこの範囲の下限に近い400 km程度と推定している。これは準惑星に分類できる下限に近い大きさで、2018 AG37は静水圧平衡によって回転楕円体のような形状になる可能性がある。

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「2020 BX12」の記事における「物理的特性」の解説

2020年1月4日から1月5日までのアレシボ天文台でのドップラー・レーダー観測では、2020 BX12は1pxにつき7.5mあたりの解像度で撮影され、小惑星の物理的特性を直接測定することができた。2020 BX12は、直径が少なくとも165mである。これは、ベンヌなどの他の地球に近い小惑星でよく見られる形状である。2日間にわたるレーダー観測から、2020 BX12の自転周期は最大で約2.8時間とみられている。

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「(523794) 2015 RR245」の記事における「物理的特性」の解説

(523794) 2015 RR245の正確なサイズは不明であるが、0.12のアルベド（0.21から0.07のアルベドに基づいて500~870kmのより広い範囲内）を想定すると、最良の推定値は直径約670キロメートル (420 mi)である。比較のために、カイパーベルトで最大の天体である冥王星は、直径が2,374キロメートル (1,475 mi)である。天文学者のマイケル・ブラウンは、アルベドを0.11と想定し、直径626kmと計算した。Johnstonのアーカイブでは、想定されるアルベド0.09に基づいて、直径770kmを示した。これらの推定値はすべて、(523794) 2015 RR245が単一の天体であると想定している。大きな衛星の発見は、サイズが小さくなる可能性が高いことを意味する。

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出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/24 06:40 UTC 版)

「ルテニウム」の記事における「物理的特性」の解説

多価の硬質白色金属であるルテニウムは、白金族元素であり、第8族元素に属する。 Z元素電子/殻の数26 鉄 2, 8, 14, 2 44 ルテニウム 2, 8, 18, 15, 1 76 オスミウム 2, 8, 18, 32, 14, 2 108 ハッシウム 2, 8, 18, 32, 32, 14, 2 他の全ての第8族元素は最外殻に2つの電子を持っているが、ルテニウムは1つしか持っていない（最後の電子は下の殻にある）。この例外は近くの金属であるニオブ(41)、モリブデン(42)、ロジウム(45)でも観察される。 ルテニウムには主に2つの同素体があり(α、β）、結晶構造はそれぞれ六方最密、正方晶系。更にこの２つのほかに、面心立方格子構造の特殊なルテニウムの同素体がある。これは、ルテニウム溶液中でルテニウムを還元し、ナノ粒子を作成するボトムアップ法によって作られたものである。周囲の条件で変色しない。800 °C (1,070 K)に加熱すると酸化する。溶融アルカリに溶けてルテニウム酸塩(RuO2−4)を生じ、酸（王水でも）に攻撃されないが、高温でハロゲンに攻撃される。実際、ルテニウムは酸化剤により最も容易に攻撃される。少量のルテニウムはプラチナとパラジウムの硬度を高めることができる。チタンの腐食耐性は少量のルテニウムを添加することにより著しく向上する。電気めっきおよび熱分解によりめっきすることができる。ルテニウム-モリブデン合金は10.6K未満の温度で超伝導であることが知られている。酸化数+8をとることができると推定される最後の4d遷移元素であり、それでも同族のオスミウムより不安定である。これは2行目と3行目の遷移金属が化学的振る舞いに顕著な違いを示す族で周期表の左から1番目のものである。鉄と同様であるがオスミウムとは異なり、+2と+3の低い酸化数で水カチオンを形成できる。 ルテニウムは、モリブデンで見られる最大値に続く4d遷移金属の原子化エンタルピーと融点・沸点の減少傾向の最初のものである。これは4d亜殻が半分以上満たされ、電子が金属結合に寄与しないためである（1つ前の元素であるテクネチウムの値は非常に低く半分満たされた[Kr]4d55s2配置によりこの傾向から外れているが、3d遷移におけるマンガンほど4dにおける傾向は離れていない）。軽い同族の鉄とは異なり、室温でも常磁性であり、キュリー点も鉄より高く、約800℃。 一般的なルテニウムイオンに対する酸性水溶液の還元電位を以下に示す。 0.455 V Ru2+ + 2e− ↔ Ru 0.249 V Ru3+ + e− ↔ Ru2+ 1.120 V RuO2 + 4H+ + 2e− ↔ Ru2+ + 2H2O 1.563 V RuO2−4 + 8H+ + 4e− ↔ Ru2+ + 4H2O 1.368 V RuO−4 + 8H+ + 5e− ↔ Ru2+ + 4H2O 1.387 V RuO4 + 4H+ + 4e− ↔ RuO2 + 2H2O

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「ベテルギウス」の記事における「物理的特性」の解説

ベテルギウスはスペクトル分類においてM1-M2Ia-Iab型の、非常に巨大で明るい低温の恒星である赤色超巨星に分類される。スペクトル分類における「M」はベテルギウスがM型星に属する赤色の恒星で、表面温度が低いことを意味している。「Ia-Iab」もしくは「Ia-ab」という接尾辞は恒星の光度階級を示しており、ベテルギウスは「明るい超巨星（Ia型）」と「中間の明るさの超巨星（Iab型）」の間の特性を持つことを意味する。1943年以来、ベテルギウスは他の恒星をスペクトル分類で分類する際の安定したアンカーポイントの1つとして機能してきた。 表面温度、直径、および距離の不確実性が大きいため、ベテルギウスの正確な光度を測定することは困難だが、2012年の研究では距離を652光年（200パーセク）と仮定して光度を126,000太陽光度（L☉）と見積った。表面温度は、2001年の研究で3,250 - 3,690 Kと報告されている。しかし、この範囲外の数値が報告されることもあり、大気中の脈動により数値は大きく変動しているとされている。最も最近報告されたベテルギウスの自転速度は5 km/sで、これは特性がベテルギウスと似ているアンタレスの20 km/sよりもかなり遅い。 2004年に、コンピューターシミュレーションを使用して行われた研究で、ベテルギウスは自転していなくてもその広がった大気により大規模な磁気活動が発生する可能性があると推測された。恒星大気は適度に強い磁場でも恒星の塵、恒星風、質量損失の特性に有意な影響を与える可能性がある要因とされている。ピク・デュ・ミディ天文台にあるBernard Lyot望遠鏡で2010年に行われた一連の分光偏光観測で、ベテルギウスの表面に弱い磁場が存在していることが明らかになり、巨大な対流運動が小規模なダイナモ効果を引き起こせることが示唆されている。

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「S/2020 (2020 BX12) 1」の記事における「物理的特性」の解説

S/2020 (2020 BX12) 1は直径が少なくとも70mであるため、衛星のサイズは、2020 BX12の直径の半分未満である。S/2020 (2020 BX12) 1と2020 BX12の絶対等級の差は約1.9であり、2020 BX12の絶対等級が20.6の場合、衛星の絶対等級が約22.5であることを示している 。2020 BX12の絶対等級がレーダー画像における衛星の明るさで遅延したドップラー効果を除くと、衛星のアルベドは、わずかに高い（~0.3）。2020 BX12の直径は0.36kmであるが、22.5の絶対等級を利用して直径を変換するとS/2020 (2020 BX12) 1の直径は0.07kmであることが判明した。

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出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/03/14 03:24 UTC 版)

「(84522) 2002 TC302」の記事における「物理的特性」の解説

(84522) 2002 TC302は絶対等級が3.9という値を持つ。直径は584.1+105.6−88.0kmと推定されている。スピッツァー宇宙望遠鏡の観測によると(84522) 2002 TC302は以前は直径が1145.4+337.4−325.0kmあり、準惑星であったのではないかと推定されている。これは高く見積もりすぎており、背景の明るい星がたまたま近くにあったため、スカイ引きを行うに十分ではなかったからである。ブラウンはスピッツァーの測定について大きな誤差があると考え、準惑星であるかについてはnear certainly(ほぼ確実)よりかはlikely(ありそうだ)であると考えている。赤いスペクトルを示すため(84522) 2002 TC302の表面には氷がほぼない。 (84522) 2002 TC302の自転速度は5.41時間で、光度曲線の振幅は0.04 ± 0.01等級である。

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「オシリス (惑星)」の記事における「物理的特性」の解説

恒星に特に近い位置を公転するホット・ジュピターは、大気の外層を強く加熱されることで膨張した半径を持つ可能性があると考えられてきた。その他には惑星の軌道が離心率を持つことによる潮汐加熱によっても惑星の半径に影響を及ぼす。惑星が形成された段階では現在より軌道離心率が大きかった可能性があり、潮汐加熱の効果は十億年にわたって継続する可能性がある。

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出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/11/19 03:32 UTC 版)

「氷Ih相」の記事における「物理的特性」の解説

氷Ih の密度は0.917 g/cm3 で液体の水の密度よりも低い。これは固相内の原子間距離を遠ざける水素結合の存在が原因である。氷は水に浮かぶが、このことは他の材料と比較すると非常に珍しいことである。固相は通常液相よりも密にきちんと詰まっているため密度が高くなる。湖が凍結すると表面のみ凍結し、湖の底は水の密度が最も高くなる4 °C (277 K; 39 °F) 近くを維持する。表面がどんなに冷たくても、湖の底には常に4 °C (277 K; 39 °F)の層がある。水と氷のこの異常な振る舞いにより魚が厳しい冬を生き延びることができる。氷Ih の密度は約−211 °C (62 K; −348 °F)までは冷やすと増加し、それ以下になると再び膨張する（負の熱膨張）。 融解の潜熱は5987 J/molであり、昇華の潜熱は50911 J/molである。高い昇華潜熱は主に結晶格子内の水素結合の強さを示している。融解潜熱はずっと小さく、これは0 °C近くの液体水にもかなりの水素結合が含まれているからである。氷Ih の屈折率は1.31である。

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「過レニウム酸バリウム」の記事における「物理的特性」の解説

過レニウム酸バリウムは無色（白色）の結晶を形成する。 水に溶けやすく、メタノールやエタノールにもやや溶けやすい。 水溶液からBa(ReO4)2・2H2OおよびBa(ReO4)・4H2Oの組成の結晶性水和物が形成される。真空中で120℃に加熱すると水分が失われる。 結晶性水和物Ba(ReO4)2・4H2Oは単斜晶系の結晶であり、空間群 P 21/n，セルパラメータ a = 0.7376 nm，b = 1.2452 nm，c = 1.2173 nm，β = 90.04°，Z = 4である。

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「2020 CD3」の記事における「物理的特性」の解説

2020 CD3の絶対等級（H）は約31.7と推定されており、サイズが非常に小さいことを示している。2020年11月に報告された研究によると、2020 CD3の直径は1–2メートル (3.3–6.6 ft)である。観測数が限られているため、2020 CD3の自転周期とアルベドは測定されていない。2020 CD3のアルベドが暗い炭素質であるC型小惑星のアルベドと類似していると仮定すると、2020 CD3の直径は1.9–3.5 m (6–11 ft)であり、小型車のサイズに匹敵する。JPL Sentry Risk Tableは、2020 CD3の直径が2 m (6.6 ft)であるという仮定に基づいて、2020 CD3の質量が4,900 kg (10,800 lb)であると推定している。

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出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/07/17 22:22 UTC 版)

「ケンタウルス座アルファ星Ab」の記事における「物理的特性」の解説

ケンタウルス座α星Abについてはほとんど知られていないものの、その観測に基づいて推測できるいくつかの特徴がある。地球の視点に対するその軌道傾斜角は約70°で、ケンタウルス座α星系全体での視点と一致している。検出アルゴリズムで海王星質量の周囲にある必要があり、視線速度におけるその質量のしきい値は地球質量の~50倍のため、地球半径の7倍より大きくはないが、地球半径の3.3倍を下回るとそれは表示されない。この大きな質量のために、ケンタウルス座α星Abが岩石惑星である可能性は非常に低く、海王星サイズの惑星である可能性がある。それが本当に惑星であるのか、それとも観測期間が短いために惑星ではなかったのかを判断するには、フォローアップ観測が必要となる。

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出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/06/07 08:23 UTC 版)

「(208996) 2003 AZ84」の記事における「物理的特性」の解説

スピッツァー宇宙望遠鏡は(208996) 2003 AZ84のサイズを686±96kmと推定したが、スピッツァーとハーシェルのデータの組み合わせの分析は、727.0+61.9−66.5 km のわずかに高い推定値をもたらした。これらの結果は互いに一致している。(208996) 2003 AZ84のサイズが大きいため、準惑星の可能性がある。ただし、静水圧平衡にないと仮定した結果として生じる低密度は、反対のことを示唆している。衛星が回収されていないため、質量は不明である。 2010年の恒星食は、単一の恒星の前を横切る 573 ± 21 km の線を測定した。しかし、その線が恒星の中心を通過していない可能性があるため、これは(208996) 2003 AZ84の直径の下限にすぎない。 2017年、恒星食とその光度曲線からのデータは、(208996) 2003 AZ84がハウメアやヴァルナと同様に、おそらく6.71時間の急速な自転速度のために細長い形状をしていることを示唆した。これにより、(208996) 2003 AZ84のおよその寸法は940×766×490kmになり、最長の長さは最短の長さのほぼ2倍になる。 (208996) 2003 AZ84のスペクトルと色は、海王星と2：3の共鳴を持つもう1つの大きな天体であるオルクスのものと非常に似ている。(208996) 2003 AZ84のアルベドは低いが、両方の天体は、近赤外線の可視および適度に強い水・氷の吸収帯に平坦な特徴のないスペクトルを持っている。両方の天体はまた、2.3μm付近に弱い吸収帯を持っている。これは、アンモニアハイドレートまたはメタンの氷によって引き起こされる可能性がある。

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「一ヨウ化アスタチン」の記事における「物理的特性」の解説

AtIには極性がある為、非極性なベンゼンや四塩化炭素では抽出し難い。 AtIの稀酸溶液中では、IBr，Br− ，I2等の物質を加えると、極性が更に大きい化合物を形成する為、アスタチンに対する四塩化炭素の抽出作用も減少する。 AtI+IBr ⇌ AtBr+I2(K=190) AtBr+Br- ⇌ AtBr2-

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出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/06/03 02:13 UTC 版)

「メンデレビウム」の記事における「物理的特性」の解説

周期表において、メンデレビウムはアクチノイドのフェルミウムの右、アクチノイドのノーベリウムの左、ランタノイドのツリウムの下に位置する。メンデレビウム金属はまだバルク量精製されておらず、バルク量の精製は現在不可能である。そうではあるが、その特性に関していくつかの予測といくつかの予備実験の結果が行われている。 ランタノイドとアクチノイドは金属状態では2価（ユーロピウムやイッテルビウムなど）または3価（他のほとんどのランタノイド）の金属として存在することができる。前者はfnd1s2配置であり、後者はfn+1s2配置である。1975年にJohanssonとRosengrenは金属ランタノイドとアクチノイドの凝集エネルギー（結晶化のエンタルピー）の測定値と予測値を、ともに2価金属と3価金属として調べた。結論は、メンデレビウムの[Rn]5f137s2配置よりも[Rn]5f126d17s2配置で結合エネルギーの増加分は、ずっと後半のアクチノイドにもあてはまるように1つの5f電子を6dに昇位させるのに必要なエネルギーを補償するには不十分であった。それゆえ、アインスタイニウム、フェルミウム、メンデレビウム、ノーベリウムは2価の金属であると予想されていた。アクチノイド系列が終わるずっと前に2価状態の優位性が増加しているのは、原子番号の増加と共に増加する5f電子の相対論的安定化に起因する。1976年から1982年までZvaraとHübenerによる微量のメンデレビウムを用いた熱クロマトグラフィー研究により、この予測が確認された。1990年、HaireとGibsonはメンデレビウム金属は134から142 kJ/molの間の昇華のエンタルピーを持っていると推定した。2価メンデレビウム金属の金属半径は約194±10 pmでなければならない。他の2価の後半のアクチノイドと同様に（再度3価のローレンシウムを除く）、金属メンデレビウムは面心立方結晶構造をとるはずである。融点は827 °Cと推定されており、隣接する元素であるノーベリウムで予測されたものと同じ値である。密度は約10.3±0.7 g/cm3であると予測されている。

物理的特性

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/06/08 15:14 UTC 版)

「(589683) 2010 RF43」の記事における「物理的特性」の解説

絶対等級を3.9と仮定し、アルベド0.09に基づいて、Johnstonのアーカイブは約770キロメートル (480 mi)の平均直径を推定した。Collaborative Asteroid Lightcurve Link（CALL）は、アルベドを0.10と想定し、絶対等級4.1に基づいて直径636キロメートル (395 mi)と計算した。 2020年の時点で、(589683) 2010 RF43の自転光度曲線は測光観測から取得されていない。(589683) 2010 RF43の自転周期、極、形状は不明のままである。

物理的特性

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/06/09 14:09 UTC 版)

「2010 TJ」の記事における「物理的特性」の解説

2010 TJの色や分類学的タイプはまだ決定されていない。 2018年現在、測光観測から2010 TJの自転光度曲線は得られていない。自転周期、形状、極は不明のままである。 Johnstonのアーカイブとマイケル・ブラウンによると、2010 TJの直径は443kmと471kmであり、その表面のアルベドはそれぞれ0.09と0.07と想定されている。

物理的特性

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/06/11 02:15 UTC 版)

「(543354) 2014 AN55」の記事における「物理的特性」の解説

絶対等級が4.3の場合、0.05~0.25の範囲のアルベドを想定すると、(543354) 2014 AN55の平均直径は370kmから820kmまでになる可能性がある。Johnstonsのアーカイブは、アルベドを0.9と想定し、絶対等級4.1を使用して直径671kmと計算した。

物理的特性

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/06/11 15:43 UTC 版)

「ヴァルダ (小惑星)」の記事における「物理的特性」の解説

見かけの等級と想定されるアルベドに基づいて、ヴァルダとイルマレの推定合計サイズは792+91−84 kmであり、ヴァルダのサイズは722+82−76 kmと推定される。この2つの総質量は約2.66×1020 kgである。ヴァルダとイルマレの両方の密度が等しいと仮定すると、密度は約1.24 g/cm3と推定されている。一方、イルマレの密度またはアルベドがヴァルダの密度またはアルベドよりも低い場合、ヴァルダの密度は1.31 g/cm3まで高くなる。 2018年9月10日、ヴァルダの予測直径は、恒星の掩蔽により766±6 kmと測定され、予測扁平率は0.066±0.047であった。同等の直径は740kmであり、以前の測定値と一致している。掩蔽に由来するヴァルダの同等の直径を考えると、その幾何アルベドは0.099と測定され、大型の冥王星族である(208996) 2003 AZ84と同じ程度となる。 ヴァルダの自転周期の大きな不確実性は、その密度と真の扁平率についてさまざまな予測値を想定させる。自転周期が5.91時間または11.82時間の場合、そのかさ密度と真の扁平度は、それぞれ1.78±0.06 g/cm3と0.235または1.23 g/cm3と0.080のいずれかになる。 ヴァルダとイルマレの両方の表面は、スペクトルの可視部分と近赤外線部分（スペクトル分類IR）で赤く見え、イルマレはヴァルダよりもわずかに赤くなる。これらのスペクトルは吸水率を示していないが、メタノール氷が存在する証拠を示している。ヴァルダの自転周期は5.61時間と推定されている。

物理的特性

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/22 21:15 UTC 版)

「オスミウム」の記事における「物理的特性」の解説

オスミウムは青灰色の色合いで最も密度の高い安定元素である。密度は鉛の約2倍で、イリジウムよりわずかに高い。X線回折データから密度を計算するとこれらの元素の最も信頼性の高いデータが得られ、オスミウムの値は22.587±0.009 g/cm3でありイリジウムの値である22.562±0.009 g/cm3よりわずかに高い。どちらの金属も水の23倍近い密度であり、金の1 1⁄6倍の密度である。 とても硬いがもろい金属であり、高温でも光沢を保つ。圧縮率は非常に低く、同様に体積弾性率は非常に高く395と462 GPaの間で報告されており、ダイヤモンド(443 GPa)に匹敵する。硬度は適度に高く4 GPaである。その硬さ、もろさ、低い蒸気圧（白金族金属の中で最も低い）、非常に高い融点（すべての元素でタングステン、レニウムに次いで3番目に高い）により、固体オスミウムは機械加工、形成、研究が難しい。

物理的特性

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/13 05:59 UTC 版)

「ボリソフ彗星 (2I/Borisov)」の記事における「物理的特性」の解説

小惑星であると考えられているオウムアムアとは異なり、ボリソフ彗星の核はコマや塵、ガスの雲に覆われている。天文学者のDave JewittとJane Luuは、そのコマの大きさからボリソフ彗星は毎秒2 kgの塵を生成しており、毎秒60 kgの水を失っていると推定している。また、彼らはボリソフ彗星が太陽から4 -5 auの距離にあった2019年6月頃に活動が活発になったと推測した。一方で画像アーカイブ内を検索したところ、2018年12月13日に撮影された画像にボリソフ彗星が映っていたことが判明しているが、同年11月21日に撮影された画像では確認できなかったため、この間に活動が活発になったこと可能性も示されている。 ボリソフ彗星の核はコマによって隠されているため、その大きさは大まかな範囲でしか求めることができない。ハワイ大学のKaren Meechらの研究チームはボリソフ彗星の核の直径を、初期推定値として2 - 16 kmと見積もった。Piotr Guzikらは核のアルベドを0.04、そして表面全体の30%が活動していると仮定して、核の直径を2 kmと推定した。Amir SirajとAbraham Loebは予想される粒度分布と1個の彗星につき放出される質量に基づいて、核の直径はより小さい1 kmであると主張した。活動が活発な領域の割合が表面全体の4%よりも大きいと仮定し、シアン化物の生成率を用いて核の大きさを求めたAlan Fitzsimmonsらは、核の直径を1.4 - 6.6 kmと推定している。近日点を通過する前後にハッブル宇宙望遠鏡によって行われた観測では、核の直径は1 km未満であることが示されている。彗星は地球に約3億 kmまでしか接近しないため、レーダーを使用してその大きさと形状を直接求めることはできない。ボリソフ彗星の核が掩蔽を起こすことによっても大きさや形状を求めることはできるが、掩蔽の予測は難しく、その軌道を正確に把握しておく必要があり、また、掩蔽の検出には複数の小型望遠鏡による観測ネットワークが必要となる。 2019年9月14日、カナリア天体物理研究所 (Instituto de Astrofísica de Canarias) は、カナリア諸島ラ・パルマ島のロケ・デ・ロス・ムチャーチョス天文台にある口径10.4 mのカナリア大望遠鏡による分光観測の結果、ボリソフ彗星の可視スペクトルは太陽系のオールトの雲に起源を持つ彗星のスペクトルと似たものであったと発表した。この結果から、他の恒星系で形成された彗星は、太陽系で形成されたものと同様の組成を持つ可能性があり、従って同様のプロセスによって生成される可能性が高いことを示唆する、としている。スペクトル内にある波長388 nmの輝線はシアン化物の存在を示しており、これは通常、ハレー彗星を含む太陽系内の彗星で最初にスペクトルから検出される物質である。ボリソフ彗星からも検出されたことから、シアン化物は恒星間彗星のガス放出からも初めて検出された物質となった。2019年10月に彗星から二原子炭素は検出されなかったという報告があり、このことからシアン化物に対する二原子炭素の存在比率は0.095未満または0.3未満であるとされた。しかし翌月11月には明確に二原子炭素が検出され、測定された存在比率は0.2 ± 0.1であった。この比率は炭素鎖が枯渇しているグループの彗星に似ており、太陽系内ではこうした彗星のほとんどは木星族彗星に分類される。原子状酸素も検出されており、この研究結果を発表した観測チームはボリソフ彗星が太陽系の彗星と同等の割合で水を放出していると推測している。 ハッブル宇宙望遠鏡による観測を用いた研究では核の光度曲線に変動は見られず、このことから、ボリソフ彗星の核の自転周期は10時間より長いとされた。カナダ宇宙庁（CSA）が打ち上げたNEOSSatによる観測を用いた研究では、13.2 ± 0.2 日周期の光度の変動が見られたが、これは核の自転に起因するものではないと考えられている。

物理的特性

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/09/23 19:20 UTC 版)

「2MASS J03480772-6022270」の記事における「物理的特性」の解説

褐色矮星の近赤外線スペクトルは、主に2つの有効温度と表面重力の2つの特性で定義される光球によってモデル化できる。2021年に Megan Tannock とその共同研究者らは 2MASS J0348-6022 の近赤外線スペクトルを公開されている様々な光球モデルと比較し、有効温度と表面重力の値の最適解を複数導き出した。Tannockらはこれらの最適解の加重算術平均を求め、2MASS J0348-6022 の有効温度に 880 ± 110 K、表面重力の大きさに 5.1 ± 0.3 (log g) という値を採用した。光球モデリングからは視線速度と射影回転速度も求めることもでき、これにより2MASS J0348-6022の急速な自転が確認された。 2MASS J0348-6022 の質量や半径および年齢は、有効温度と表面重力の数値に基づいた褐色矮星の進化モデルの内挿によって推定される。Tannockとその共同研究者らは、2MASS J0348-6022の質量を 0.041+0.021−0.017 太陽質量（約 43 木星質量）、赤道半径を 0.093+0.016−0.010 太陽半径（約 0.97 木星半径）、年齢を 35+115−29 億年と導出した。2MASS J0348-6022 の推定年齢が大きいのは、一般的に長い時間が経過することで冷えてしまった褐色矮星と予想されているT型褐色矮星に分類されていることに起因している。

物理的特性

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/08/30 08:03 UTC 版)

「アルタイル」の記事における「物理的特性」の解説

アルタイルは、わし座β星とわし座γ星と共に有名な恒星の並びを形作っている。 アルタイルは太陽の約1.8倍の質量と約11倍の明るさを持つA型主系列星である。目まぐるしい速度で自転しており、自転周期は約9時間しかない。ちなみに比較として、太陽の赤道付近は25日強で自転している。その急速な自転により、アルタイルは潰れた形状になり、その赤道直径は極直径よりも20%以上長くなっている。 1999年にWIREを用いて行われた衛星測定では、アルタイルの明るさはわずかに変動しており、2時間未満のいくつかの異なる周期で明るさ全体の数千分の1が変動していた。その結果、2005年にアルタイルはたて座δ型変光星であると同定された。その光度曲線は、0.8～1.5時間周期の範囲で、多数の正弦波を足し合わせることで近似することができる。この変光はコロナの弱いX線放射が源になっており、最も活動的な放射源は恒星の赤道近くに位置している。この活動は、温度が比較的低くなっている赤道付近で形成される対流細胞によるものかもしれない。 1983年、森本雅樹、平林久によりスタンフォード大学のアンテナからメッセージが送られた。これは日本人による初のMETI (Messaging to Extra-Terrestrial Intelligence) = Active SETI（能動的な地球外知的生命体探査）である。

物理的特性

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/01/28 06:50 UTC 版)

「2020 PP1」の記事における「物理的特性」の解説

絶対等級は26.9で、直径は9–22メートルの範囲内とされている（アルベドを0.04–0.20と仮定した場合）。

物理的特性

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/26 02:50 UTC 版)

「TOI-178」の記事における「物理的特性」の解説

大きさの比較太陽TOI-178 TOI-178は太陽の約65%の大きさ、約65%の質量を持つK型主系列星である。年齢は約71億年とされている。TIC 251848941、2MASS J00291228-3027133等といった名称ももつ。