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| 観測データ エポックJ2000 エキノックスJ2000 | |
|---|---|
| 星座 | 白鳥座 |
| 赤経 | 19時間58分21.67574秒[1] |
| 偏角 | +35° 12′ 05.7845″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | 8.95 [2] |
| 特徴 | |
| スペクトル型 | O9.7Iab [2] |
| U−B色指数 | −0.30 [3] |
| B−V色指数 | +0.81 [3] |
| 変数型 | 楕円体変数 |
| 天体測量 | |
| 視線速度(R v ) | −2.70 ± 3.2 [2] km/s |
| 固有運動（μ） | ラ: −3.812 ± 0.015 マス/年[1] 12 月: −6.310 ± 0.017 マス/年[1] |
| 視差（π） | 0.4439 ± 0.0149 マス[1] |
| 距離 | 7,300 ± 200 光年 (2,250 ± 80 pc ) |
| 絶対等級 (M V ) | −6.5 ± 0.2 [4] |
| 詳細 | |
| 白鳥座X-1 | |
| 質量 | 21.2 [5] [6] メートル☉ |
| 詳細 | |
| 226868 番 | |
| 質量 | 20～40 メートル☉ |
| 半径 | 20–22 [7] R ☉ |
| 明るさ | 3–4 × 10 5 [7] L ☉ |
| 表面重力（log g） | 3.31 ± 0.07 [8] cgs |
| 温度 | 31 000 [9] キロ |
| 回転 | 5.6日ごと |
| 年 | 4.8-7.6 [10] ミル |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
白鳥座X-1（略称Cyg X-1）[11]は、白鳥座にある銀河系X線源であり、ブラックホールであると広く認められた最初のX線源である。[12] [13] 1964年にロケット飛行中に発見され、地球から検出できる最も強力なX線源の1つであり、ピークX線フラックス密度は 2.3 × 10 −23 W /( m 2 ⋅ Hz ) (2.3 × 10 3 jansky）。[14] [15]このクラスでは最も研究されている天体の一つである。このコンパクトな天体の質量は、現在太陽の約21.2倍と推定されており[5] [6]、ブラックホール以外の既知の通常の恒星や他の可能性のある天体としては小さすぎることが示されています。[16]もしそうなら、その事象の地平線の半径は300 kmは「発生源領域の線形寸法の上限」であり、わずか1ミリ秒しか持続しないX線バーストが時々発生する。[17]
白鳥座X-1は、太陽から約2.22キロパーセク離れた高質量X線連星系に属し、[5] HDE 226868と呼ばれる青色超巨星変光星[18]を含み、約0.2AU、つまり地球から太陽までの距離の20%のところで公転しています。この星からの恒星風が、X線源の周りの降着円盤の材料を提供します。 [19]内側の円盤内の物質は数百万度に加熱され、観測されるX線を生成します。[20] [21]円盤に垂直に配置された一対の相対論的ジェットが、落下する物質のエネルギーの一部を星間空間に運び去っています。[22]
この系は、Cygnus OB3と呼ばれる恒星団に属している可能性があり、これはCygnus X-1が約500万歳であり、40 太陽質量。星の質量の大部分は、おそらく恒星風として放出された。この星がその後超新星爆発を起こしていたら、その結果生じた力によって残骸がシステムから放出されていた可能性が高い。そのため、星は代わりにブラックホールに直接崩壊した可能性がある。[23]
1975年、物理学者のスティーブン・ホーキングとキップ・ソーンが、はくちょう座X-1について友好的な科学的賭けを行った。ホーキングは、はくちょう座X-1がブラックホールではないと賭け、負けることを望んでいた。 [24]観測データによって、この系にブラックホールが存在するという説が強まった後、ホーキングは1990年に賭けを認めた。2004年時点で[アップデート]、この仮説は直接的な経験的証拠を欠いていたが、間接的な証拠に基づいて一般的に受け入れられていた。[25]
発見と観察
X線放射の観測により、天文学者は数百万度の温度のガスを含む天体現象を研究することができます。しかし、X線放射は地球の大気によって遮られるため、X線が透過できる高度まで機器を持ち上げなければ、天体のX線源を観測することはできません。 [26] [27]白鳥座X-1は、ニューメキシコ州のホワイトサンズミサイル実験場から打ち上げられた探査ロケットで運ばれたX線機器を使用して発見されました。これらの源を地図化する継続的な取り組みの一環として、1964年に2機のエアロビー弾道ロケットを使用して調査が行われました。ロケットには、波長範囲1～1000nmのX線放射を測定するガイガーカウンターが搭載されていました。15Å の広さの天空の8.4°の断面を観測した。これらの機器はロケットが回転するにつれて天空を横切ってスキャンし、密集したスキャンの地図を作成した。[11]
これらの調査の結果、はくちょう座のCyg XR-1（後のCyg X-1）を含む8つの新しい宇宙X線源が発見されました。この源の天体座標は、赤経19時間53分、赤緯34.6度と推定されました。この位置には特に目立つ電波源や光学源はありませんでした。[11]
より長期間の研究の必要性を感じたリカルド・ジャコーニとハーブ・グルスキーは、1963年にX線源を研究するための最初の軌道衛星を提案した。NASAは1970年にウフル衛星を打ち上げ、[28] 300個の新しいX線源の発見につながった。[29]ウフルによる白鳥座X-1の長期観測では、1秒間に数回発生するX線強度の変動が示された。[30]この急速な変動は、X線の発生が約100万光年以下のコンパクトな領域で発生しなければならないことを意味した。10〜5 km （木星とほぼ同じ大きさ）[31] 、光の速度により遠方の地域との通信が制限されるため です。
1971年4月から5月にかけて、ライデン天文台のリュック・ブレイズとジョージ・K・マイリー、および独立してアメリカ国立電波天文台のロバート・M・イェルミングとキャンベル・ウェイドが[32]はくちょう座X-1からの電波放射を検出し、正確な電波位置測定によりX線源が恒星AGK2 +35 1910 = HDE 226868であると特定した。[33] [34]天球上で、この恒星は4等星のくちょう座イータ星から約0.5度離れたところにある。[35]これは超巨星で、単独では観測される量のX線を放射することができない。したがって、この恒星には、くちょう座X-1の放射源を生成するのに必要な数百万度までガスを加熱できる伴星がなければならない。
王立グリニッジ天文台のルイーズ・ウェブスターとポール・マーディン[36]と、トロント大学のデイヴィッド・ダンラップ天文台で独立して研究していたチャールズ・トーマス・ボルトン[37]は、1972年にHDE 226868の隠れた大質量の伴星を発見したと発表した。伴星のスペクトルのドップラーシフトの測定により伴星の存在が実証され、軌道パラメータから質量を推定することができた。[38]この天体の予測質量が大きいことから、彼らはそれがブラックホールである可能性があると推測した。中性子星の最大質量は太陽の3倍を超えてはならないためである。[39]
さらなる観測によって証拠が強化され、1973年末までに天文学界は、はくちょう座X-1がブラックホールである可能性が高いと一般的に認めた。[40] [41]はくちょう座X-1のより正確な測定では、1ミリ秒までの変動が示された。この間隔は、ブラックホールを取り囲む降着物質の円盤（降着円盤）内の乱流と一致している。約3分の1秒間続くX線バーストは、物質がブラックホールに向かって落下すると予想される時間枠と一致する。[42]
それ以来、はくちょう座X-1は、周回衛星や地上の観測機器による観測によって、広範囲に研究されてきました。[2] HDE 226868/はくちょう座X-1などのX線連星と活動銀河核の放射の類似性は、ブラックホール、周回する降着円盤、および関連するジェットを含むエネルギー生成の共通のメカニズムを示唆しています。[43]このため、はくちょう座X-1は、現在では遠方の活動銀河核であることがわかっているクエーサー、つまり準恒星電波源の類似物であるマイクロクエーサーと呼ばれるクラスの天体として特定されています。HDE 226868/はくちょう座X-1などの連星系の科学的研究は、活動銀河のメカニズムに関するさらなる洞察につながる可能性があります。[44]
バイナリシステム
コンパクト天体と青色超巨星は連星系を形成し、質量の中心の周りを5.599829日ごとに公転します。[45]地球から見ると、コンパクト天体が他の星の後ろに隠れることはありません。つまり、この連星系は食を起こしません。しかし、地球からの視線に対する軌道面の傾斜は不確実であり、予測は27°から65°の範囲です。2007年の研究では、傾斜は次のように推定されました。48.0 ± 6.8°、つまり半長軸は約0.2 AU、つまり地球から太陽までの距離の20%です。軌道離心率はわずか0.018 ± 0.002であり、ほぼ円軌道である。[46] [47]この系までの地球の距離は、三角視差により1,860 ± 120パーセク（6,070 ± 390光年）と計算され、[48]電波天文測定法では2,220 ± 170 パーセク（7,240 ± 550 光年）と計算される。[5]
HDE 226868/Cygnus X-1 システムは、太陽から約 2000パーセク離れたところにある Cygnus OB3 という大質量星団と宇宙空間で共通の運動をしています。 これは、HDE 226868、Cygnus X-1、およびこのOB 連星が、同じ時間と場所で形成された可能性があることを意味します。そうであれば、システムの年齢は約5 ± 150万年。はくちょう座OB3に対するHDE 226868の運動は9 ± 3 km/s は、恒星団内のランダムな動きの典型的な値です。HDE 226868は約連合の中心から60パーセク離れており、その距離に到達するには約7 ± 200万年であり、これはこの惑星の推定年齢とほぼ一致する。[23]
銀河緯度4度、銀河経度71度[2]のこの星系は、太陽が位置する天の川銀河内のオリオン腕に沿って内側に位置し、[50]オリオン腕がいて座腕に近づく付近にある。白鳥座X-1はいて座腕に属するとされているが[51]、天の川銀河の構造は十分に解明されていない。
コンパクトオブジェクト
さまざまな手法から、このコンパクト天体の質量は中性子星の最大質量よりも大きいと思われる。恒星の進化モデルは、20 ± 5太陽質量[7]であるのに対し、他の手法では10太陽質量という結果が出ている。物体付近のX線放射の周期を測定することで、より正確な値が得られている。14.8 ± 1太陽質量。いずれの場合も、その物体はブラックホールである可能性が高い[46] [52]。ブラックホールとは、内部からの電磁波の放出を防ぐのに十分な重力場を持つ空間領域である。この領域の境界は事象の地平線と呼ばれ、シュワルツシルト半径と呼ばれる有効半径を持ち、これは約はくちょう座X-1の半径は44kmである。この境界を通過するもの（物質や光子を含む）は脱出できない。 [53] 2021年に発表された新たな測定結果では、推定質量は21.2 ± 2.2太陽質量。[5] [6]
1992年、ハッブル宇宙望遠鏡の高速光度計による紫外線(UV) 観測によって、まさにそのような事象の地平線の証拠が検出された可能性がある。自発光する物質の塊がブラックホールに螺旋状に落ちていくと、その放射は一連のパルスとして放出され、物質が地平線に近づくにつれて重力による赤方偏移を受ける。つまり、一般相対性理論で予測されているように、放射の波長は着実に長くなる。固体の密集した物体に衝突した物質は最終的なエネルギーのバーストを放出するが、事象の地平線を通過する物質は放出しない。そのような「消滅するパルス列」が2つ観測され、これはブラックホールの存在と一致する。[54]
このコンパクトな天体の自転はまだ十分には解明されていない。宇宙に設置されたチャンドラX線観測衛星のデータの過去の分析では、はくちょう座X-1はそれほど大きく自転していないことが示唆されている。[55] [56]しかし、2011年に発表された証拠によると、1秒間に約790回という極めて高速に自転しているという。[57]
形成
白鳥座OB3連星系で最も大きな恒星の質量は太陽の40倍である。質量の大きい恒星ほど進化が速いため、白鳥座X-1の祖星は太陽の40倍以上の質量を持っていたことになる。ブラックホールの現在の推定質量を考えると、祖星は太陽の30倍以上の質量の物質を失ったに違いない。この質量の一部はHDE 226868に失われた可能性があり、残りは強い恒星風によって排出された可能性が高い。HDE 226868の外層大気のヘリウム濃縮は、この質量移動の証拠かもしれない。[58]祖星は、強力な恒星風を使って大気のかなりの割合を排出するウォルフ・ライエ星に進化した可能性がある。[23]
もしも原始星が超新星爆発を起こしていたとしたら、類似の天体の観測から、残骸は比較的高速で系から放出されていた可能性が高いことが分かる。天体が軌道上に留まっていたことから、原始星は爆発することなくブラックホールに直接崩壊した可能性がある（あるいは比較的小さな爆発を起こしただけかもしれない）ことが示唆される。[23]
降着円盤
このコンパクトな天体は、降着円盤と呼ばれる、薄く平らな降着物質の円盤によって周回していると考えられています。この円盤は、より高速に移動する内側の軌道にあるイオン化ガスと、より低速で移動する外側の軌道にあるイオン化ガスとの摩擦によって激しく加熱されます。この円盤は、比較的イオン化レベルが高くプラズマを形成する高温の内側領域と、より低温でイオン化の少ない外側領域に分かれており、外側の領域はシュワルツシルト半径の約500倍、つまり約15,000 kmに広がっています。 [21]
白鳥座X-1は、非常に不規則に変動するが、空で最も明るく持続的に放射される硬X線源である。硬X線は、エネルギーが約30キロ電子ボルトから数百キロ電子ボルトに及ぶ。 [27] X線は、薄い内部降着円盤内で低エネルギーの光子として生成され、その後、それを取り囲む幾何学的に厚いがほぼ透明なコロナ内の非常に高温の電子によるコンプトン散乱や、薄い円盤の表面からの反射によってさらにエネルギーが与えられる。[60]別の可能性としては、X線が円盤コロナではなくジェットの底部によってコンプトン散乱される可能性がある。[61]
白鳥座X-1からのX線放射は、準周期振動（QPO）と呼ばれる、やや反復的なパターンで変化することがあります。コンパクトオブジェクトの質量は、周囲のプラズマがこれらのQPOを放射し始める距離を決定するようで、質量が減少するにつれて放射半径は減少します。この技術は、白鳥座X-1の質量を推定するために使用され、他の質量導出とのクロスチェックを提供しています。[62]
中性子星の自転から生じるような安定周期の脈動は、はくちょう座X-1では観測されたことがない。[63] [64]中性子星の脈動は中性子星の回転磁場によって引き起こされるが、ノーヘア定理により、ブラックホールの磁場は回転軸と正確に一直線になっており、したがって静的であることが保証される。例えば、X線連星V 0332+53は、脈動が発見されるまでブラックホールの可能性があると考えられていた。[65]また、はくちょう座X-1は、中性子星で見られるようなX線バーストも観測したことがない。[66]はくちょう座X-1は、2つのX線状態の間を予測不能に変化するが、X線はそれらの状態間で連続的に変化することもある。最も一般的な状態では、X線は「硬い」、つまりX線の多くが高エネルギーであることを意味する。あまり一般的ではない状態では、X線は「ソフト」で、X線の多くはより低いエネルギーを持っています。ソフト状態はまた、より大きな変動を示します。ハード状態は、より不透明な降着円盤の内側部分を囲むコロナから発生すると考えられています。ソフト状態は、ディスクがコンパクトオブジェクトに近づくと発生します（おそらく約150 kmの高さまで上昇し、コロナの冷却または放出を伴う。新しいコロナが生成されると、Cygnus X-1は再び硬い状態に戻る。[67]
白鳥座X-1のスペクトル遷移は、チャクラバーティとティタルチュクが提唱した2成分移流解法を使って説明できる。[68]ハード状態は、ケプラー円盤からのシード光子の逆コンプトン化によって生成され、同様に遠心圧力支持境界層（CENBOL）内のホットエレクトロンによって生成されるシンクロトロン光子によっても生成される。[69]
白鳥座X-1からのX線放射量は5.6日ごとに周期的に変化しており、特に外合のときには周回天体が地球に最も接近し、コンパクトな放射源が地球から遠ざかる。これは放射が恒星周縁物質によって部分的に遮られていることを示している。この物質は恒星HDE 226868からの恒星風である可能性がある。放射には約300日の周期性があり、これは降着円盤の歳差運動によって引き起こされている可能性がある。 [70]
ジェッツ
集積物質がコンパクト天体に向かって落下するにつれて、重力による位置エネルギーが失われる。この解放されたエネルギーの一部は、降着円盤に対して垂直に整列した粒子のジェットによって消散され、ジェットは相対論的な速度（つまり、粒子は光速のかなりの割合で動いている）で外側に流れ出る。この一対のジェットは、降着円盤が余分なエネルギーと角運動量を放出する手段を提供する。これらは、コンパクト天体を取り囲むガス内の磁場によって生成される可能性がある。 [71]
白鳥座X-1ジェットは非効率的な放射体であるため、電磁スペクトルでエネルギーのわずかな部分しか放出しません。つまり、「暗く」見えます。視線に対するジェットの推定角度は30°で、歳差運動している可能性があります。[67]ジェットの1つは、星間物質（ISM）の比較的密度の高い部分と衝突し、電波放射によって検出できるエネルギーリングを形成しています。この衝突は、可視波長で観測された星雲を形成しているようです。この星雲を形成するには、ジェットの平均出力が4–14 × 10 36 erg /s、または(9 ± 5) × 10 29 W。[72]これは太陽が放射する電力の1,000倍以上です。[73]そのジェットはISMのより低密度の領域を向いているため、反対方向に対応するリングはありません。[74]
2006年、はくちょう座X-1は、超高エネルギー帯（100万光年を超える）でガンマ線放射の証拠を示した最初の恒星質量ブラックホールとして発見されました。100 GeV。この信号は硬X線フレアと同時に観測されており、この2つの現象の関連性を示唆している。X線フレアはジェットの基部で発生した可能性があり、ガンマ線はジェットがHDE 226868の恒星風と相互作用する場所で発生した可能性がある。[75]
226868 番
HDE 226868はスペクトル型がO9.7 Iab [2]の超巨星で、 O型星とB型星の境界線上にある。表面温度は31,000 K [9] 、質量は太陽の約20～40倍と推定されている。恒星進化モデルに基づくと、推定距離2,000パーセクにあるこの恒星の半径は太陽半径の約15～17 [46]倍、光度は太陽の約300,000～400,000倍であると考えられる。[7] [76]比較すると、このコンパクト天体はHDE 226868の約40太陽半径、つまりこの恒星の半径の2倍の距離を周回していると推定されている。[77]
HDE 226868 の表面は、巨大な伴星の重力によって潮汐力で歪んでおり、涙滴型を形成し、さらに自転によって歪んでいる。これにより、恒星の光学的明るさは、連星軌道を 5.6 日ごとに 0.06 等級ずつ変化し、システムが視線と一直線になったときに最小等級となる。[78]光の変化の「楕円形」パターンは、恒星表面の縁暗化と重力暗化によって生じる。 [79]
HDE 226868のスペクトルを類似の恒星アルニラムと比較すると、前者は大気中のヘリウムが過剰で炭素が不足していることがわかる。[ 80 ] HDE 226868の紫外線と水素アルファのスペクトル線はP Cygniの恒星に似たプロファイルを示しており、これは恒星がガス状の外殻に囲まれており、約1,500 km/sの速度で恒星から加速されていることを示している。[81] [82]
HDE 226868は、同じスペクトル型の他の恒星と同様に、恒星風によって質量を放出していると考えられており、その速度は推定で恒星風は、1年間に2.5 × 10 −6太陽質量、つまり40万年に1太陽質量しか吹きません。 [83]コンパクト天体の重力の影響により、この恒星風の形状が変化し、球対称の風ではなく、集中した風の形状になっているようです。 [77]コンパクト天体の周囲領域からのX線は、この恒星風を加熱してイオン化します。天体が5.6日間の軌道で恒星風のさまざまな領域を通過すると、紫外線線、[84]電波放射、[85]およびX線自体がすべて変化します。[86]
HDE 226868 のロッシュローブは、恒星の周囲を周回する物質が重力で束縛されたままの領域を定義しています。このローブを越えた物質は、周回する伴星に向かって落下する可能性があります。このロッシュ ローブは HDE 226868 の表面に近いと考えられていますが、溢れ出ることはないため、恒星表面の物質は伴星によって剥ぎ取られることはありません。ただし、恒星から放出される恒星風のかなりの部分は、このローブを越えた後、コンパクト オブジェクトの降着円盤に引き寄せられます。[19]
太陽とHDE 226868の間にあるガスと塵の影響で、恒星の見かけの等級は低下し、色相も赤みがかる。赤色光は星間物質の塵をより効果的に透過できるからである。星間減光（A V）の推定値は3.3 等級である。[87]介在物質がなければ、HDE 226868は5等星となり、[88]肉眼でも見える。[89]
スティーブン・ホーキングとキップ・ソーン
白鳥座X-1は物理学者スティーブン・ホーキングとキップ・ソーンの間で賭けの対象となったが、ホーキングはこの領域にブラックホールが存在しないと賭けた。ホーキングは後にこれを一種の「保険」と表現した。著書『時間の簡潔な歴史』の中で彼は次のように書いている。[91]
これは私にとって一種の保険でした。私はブラックホールについて多くの研究をしてきましたが、ブラックホールが存在しないことが判明すれば、すべてが無駄になります。しかし、その場合、私は賭けに勝って雑誌「プライベート・アイ」を4年間獲得するという慰めを得られます。ブラックホールが本当に存在するなら、キップは「ペントハウス」を1年間獲得できます。1975年に賭けをしたとき、私たちは白鳥座X-1がブラックホールであることに80％確信を持っていました。今[1988年]までに、私たちは約95％確信していると思いますが、賭けはまだ決着していません。
『宇宙の記録』10周年記念改訂版によると、ホーキング博士はブラックホールを支持するその後の観測データにより賭けを認めたという[92] 。ソーンは自身の著書『ブラックホールとタイムワープ』の中で、ホーキング博士がロシア滞在中にソーンのオフィスに侵入し、額装された賭け書を見つけて署名することで賭けを認めたと述べている[93] 。ホーキング博士は賭けが1975年に行われたと述べているが、書かれた賭け書自体（ソーンの手書きで、彼とホーキングの署名がある）には、「1974年12月10日に目撃」という凡例の下に追加の目撃者の署名がある[94] 。この日付は、2018年1月10日のPBSのNovaのエピソードでキップ・ソーンによって確認された。[95]
大衆文化では
シグナスX-1は、カナダのプログレッシブ・ロックバンド、ラッシュによる2部構成の曲シリーズの主題である。第1部「Book I: The Voyage」は、1977年のアルバム「A Farewell to Kings」の最後の曲である。第2部「Book II: Hemispheres」は、次の1978年のアルバム「Hemispheres」の最初の曲である。歌詞は、宇宙船ロシナンテに乗った探検家が、ブラックホールの向こうに何かがあるかもしれないと信じてブラックホールに向かって旅する様子を描いている。ブラックホールに近づくにつれて、宇宙船の制御がますます困難になり、最終的には重力に引き込まれてしまう。[96]
1979年のディズニーの実写SF映画『ブラックホール』では、映画のタイトルにもなっているブラックホールを調査するためにハンス・ラインハルト博士が船長を務める科学調査船はシグナス号であり、おそらく（そのように明言されたことはないが）最初に確認されたブラックホールであるシグナスX-1にちなんで名付けられたと思われる。[97]
参照
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- ^ ホーガン、デイビッド・J. (2006)。ホーガン、デイビッド・J. (編)。SFアメリカ：SF映画に関するエッセイ。ジェファーソン、ノースカロライナ州：マクファーランド。p. 231。ISBN 978-0-7864-2149-7。
外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、 Cygnus X-1に関連するメディアがあります。
- 「Cygnus X-1 のアーティストによる想像図」。ESA。2005 年 6 月 10 日。2008 年 3 月 24 日閲覧。
- 「はくちょう座X-1、ブラックホール」。ヤギェウォ大学天文台。1996年4月1日。 2008年3月24日閲覧。
- Cyrmon, W.; et al. (2002年12月18日). 「白鳥座のブラックホール」. ESA. 2015年9月15日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2008年3月29日閲覧。
- Nemiroff, R.、Bonnell, J. 編 (2009 年 6 月 8 日)。「Possible Jet Blown Shells Near Microquasar Cygnus X-1」。今日の天文写真。NASA。2009年6月 8 日閲覧。
- WikiSkyの Cygnus X-1 : DSS2、SDSS、GALEX、IRAS、Hydrogen α、X 線、天体写真、天空図、記事と画像
- 星座ガイドの白鳥座X-1
- NuSTARとすざくによる白鳥座X-1のハードステートの観測：内部降着円盤の位置特定 マイケル・パーカー、2015年5月29日
- NuSTAR による高エネルギー X 線宇宙の初観測 NASA/JPL-Caltech 2012 年 6 月 28 日
