東京学芸大学 自然科学系 宇宙地球科学分野 助教 西浦 慎悟 （にしうら・しんご）
講 義 資 料 ３
4. 現代天文学の時代へ
２０１４年度 「宇宙と地球と人間」
3. 観測機器と観測技術の発展史（続き）
●天体カタログの登場
↑メシエ（フランス） 1758年12月25日 ：パリッチュ（ドイツ）が再来したハレー彗星を発見。 ↑パリッチュ（ドイツ） メシエは彗星の発見にのめりこんでいく 彗星探索の障害となる約100個の「彗星と間違えやすい 天体」をカタログにまとめた（メシエ・カタログ） 話は１８世紀半ばへ戻る 3. 観測機器と観測技術の発展史 ・ハレー(イギリス) による1758年−1759年の彗星再出現の予言 天体望遠鏡の普及により多くの天文家が彗星を探索 1759年01月21日 ： フランス海軍天文台の助手であったメシエが再 来したハレー彗星を発見。これにより表彰されるが、 直後にパリッチュによる彗星発見が知られ、誹謗中 傷を受ける。 彗星は恒星と違い、ボンヤリと拡がった形状に見える。しかし、 一部の星雲や星団も、同様の形に観測される。 生涯に１３個の彗星を発見 「彗星の狩人」（ルイ１５世）、勲章を授与（ナポレオン） フランス科学アカデミーの会員、 以降、多くの研究者によって様々な天体カタログが作成される ↑M42（オリオン星雲） ↑M５６ ↑Ｍ６３ 星 ＝ 光り輝く点像の天体 星雲 ＝ ぼんやりと広がった雲状の天体 ↑ＮＧＣ７２９３ ・ １７世紀後半 ファーガソン： 内部に星のある星雲と、星のない星雲がある ハーシェル：大半の星雲は大きな望遠鏡で見ると星に分解できる Ｍ５６ 一部の星雲は星と大気（輝く流体）からなる ＮＧＣ７２９３ 将来、星となる混沌とした物質 Ｍ４２ 何百万もの星が合体した輝き Ｍ６３ まだ知識と技術が足りなかったこれらの実体を理解するには、 3. 観測機器と観測技術の発展史●星と星雲
・ １８世紀後半 ↑プリズムによる分光 ↑回折格子による分光●分光学の誕生と発展
→ 光を色（波長）に分けて調べる学問（1666年：ニュートン） 光の屈折、反射、回折・干渉といった性質を利用して色（波長）に分ける 波長長い 波長短い １８０２年：ウォラストンが太陽スペクトル中に暗線を発見。 波長短い 波長長い ↑ウォラストン（英） 3. 観測機器と観測技術の発展史 「スペクトル」と呼ぶ 波長短い 波長長 い ↑フラウンホーファー ↑キルヒホッフ ↑ブンゼン １８６０年：キルヒホフ（プロイセン）、ブンゼン（独） フラウンホーファー線が元素などによる吸収線 であることを突き止めた。 スペクトルを調べることで、天体に存在する 物質を明らかにすることができる。 3. 観測機器と観測技術の発展史 １８１４年：フラウンホーファー（英）が２５mm望遠鏡と頂角60度の プリズムを用いて、太陽スペクトル中の暗線を系統的に研究。 暗線の波長を測定し、名前を付けた。 D線(589nm, 590nm) C線(656nm) H線(397nm) Ｆ線(486nm) Ｈ＋（Ｈα） Ｃａ＋ Ｎａ Ｈ＋（Ｈβ） ・ 月や惑星（金星など）のスペクトルは太陽のスペクトルと非常に似ている。 ・ １等星（シリウスなど）のスペクトルは太陽のスペクトルとは異なっている。 月や惑星は太陽の光を反射して輝いている ↑ウィリアム・ハギンス ● フラウンホーファー ● ウィリアム・ハギンス（英） キルヒホッフの研究を知り、友人で あるミラー（キングス・カレッジ化学教 授）と共に、私設のタルスヒル天文台 （英・ロンドン）の望遠鏡に分光器を 取り付けて惑星や恒星のスペクトル 観測を行った。 太陽とは温度が異なる恒星がたくさん存在する 3. 観測機器と観測技術の発展史 フラウンホーファー自身は、有能な望遠鏡職人でもあり、各地からの 依頼に応えて、多くの天体望遠鏡を作製した。 ↑タルスヒル天文台アルデバラン ベテルギウス シリウス 3. 観測機器と観測技術の発展史 「全ての星雲は輝くガスからなる」 １８６４年： 惑星状星雲ＮＧＣ６５４３やＭ５７のスペクトルが輝線のみ（Ｈβ線と由来 不明の２本）からなることを発見。 由来不明の輝線星雲線の発見 アルデバラン（おうし座）とベテルギウス（オリオン座）のスペクトル中に鉄 （Ｆｅ）・ナトリウム（Ｎａ）・カルシウム（Ｃａ）・マグネシウム（Ｍｇ）などを発見。 シリウス（大犬座）にナトリウム（Ｎａ）・マグネシウム（Ｍｇ）・水素（Ｈ）を発見。 １８６３年： Ｍ５７ ハギンスの妻マーガ レットは有能な写真技術 者で、スペクトルの撮影 装置や撮影方法など、 多方面で協力した。 ミラーを介してマックスウェルと知り合い、 ドップラー効果による輝線の遷移から、天 体の運動を検出する。 ↑ブラッドリー（英） ↑ブラッドリーの 天頂セクター ● 地球の公転運動 ∼ 光行差 １７２８年：ジェームズ・ブラッドリーが、 地球の公転運動による年周視差の 検出を目的とした観測中、地球の公 転運動による光行差を発見。 ロンドン郊外に天頂付近を観測 するための望遠鏡を設置し、りゅう 座γ星（ロンドンで天頂付近を通 る）の位置測定を行う。 星 か らの 光 星 の 見 か け の 位 置 地球の公転運動 さらに約200個の恒星の測定から、 共通した位置のズレの最大値、約 20．5秒角を見出した。 地球の公転運動、即ち、地動説を 直接的に支持する、初めての観測 結果となる。 3. 観測機器と観測技術の発展史 ↑ベッセル（独） ● 地球の公転運動 ∼ 年周視差 １８３８年：フリードリヒ・ヴィルヘルム・ ベッセル（独）が、白鳥座６１ 番星の年周視差を０．３１４秒 角と算出。 １８３９年：トーマス・ヘンダーソン （スコットランド）が、ケン タウルス座アルファ星の 年周視差を０．７６秒角と 発表（算出はもっと前）。 フリードリヒ・ゲオルク・ヴィル ヘルム・フォン・シュトルーベ （露/独）が、こと座のベガの年 周視差を０．２６秒角と発表。 ↑シュトルーベ（露/独） １６世紀後半 ：ティコ・ブラーエ（デンマーク） の肉眼観測では、年周視差を見出 せなかった。 天動説を支持 近傍の恒星 天球面 遠方の恒星 地 地 太 3. 観測機器と観測技術の発展史 近傍の恒星 近傍恒星までの距離 ：D 天球面 ● 近傍の恒星までの距離測定 地 １ＡＵ 地 太 遠方の恒星 地球の公転運動による、 恒星の年周視差を使う！ 年周視差 ：p (arcsec、秒角) 三角測量の利用 年周視差ｐ（ arcsec、秒角）の恒星までの 距離Ｄ（pc）は、
p
D
=
1
太陽-地球間の距離１ＡＵに対して、年周 視差がp = 1 となる天体までの距離D を、 １パーセク（pc）と定義する。 1pc = 3.08×1013km 恒星の絶対等級（光度）の導出が可能になった 3. 観測機器と観測技術の発展史 100円の太陽 650km 650km 太陽の次に近い恒星：「アルファ・ケンタウリ」＝太陽と同じ大きさ、明るさ 『太陽を１００円サイズに縮めて、東京に置くと アルファ・ケンタウリはどこに置けば良いか？』 恒星と恒星の間はスカスカ・・・ 恒星までの距離ははるかに遠い 太陽−アルファ・ケンタウリ間の距離 ＝4.4光年（１光年＝約９兆５千億km） 年周視差： ０．７６秒角 3. 観測機器と観測技術の発展史 (参考値) 地球の直径 ： 約１万３千km 太陽の直径 ： 地球の約１０９倍 太陽・地球間の距離 ： 約１.５×１０8km 観測者（地球） ７００光年７２０光年 １３００光年 １０００光年 ８００光年 ２４０光年 オリオン座 ５００光年 ベテルギウス ● 恒星までの距離 リゲル 恒星までの距離は、全くのバラバラ 星座の形は、偶然同じ方向に見えた 恒星を結んだだけに過ぎない 3. 観測機器と観測技術の発展史 それでも、星座の形が変わって見えるためには、 太陽系を遙かに離れる必要がある。『恒星（太陽）のエネルギー源は何か？』 1770年代 ：フランスの博物学者ビュフォンが鉄の冷却 率から地球の年齢を７万５千年∼１６万８千年と計 算した。 「地表よりも地中の方が温度が高い」＠炭鉱 地球は太陽に暖められているように見えるが、 実は元々熱かった地球が熱を宇宙に放出して徐々 に冷えているのではないか？ 「地球年齢はせいぜい５０万年くらいだろう」 ↑ビュフォン（仏）
4. 現代天文学の時代へ
１７世紀 ：ジェームズ・アッシャー司教（アイルランド）が 聖書の記述から地球の起源は紀元前４００４年10月 23日と算出。 太陽はどのくらい輝き続けるのか？ 太陽の年齢は？ 地球の年齢は？ 地球の『非常に長い過去』を初めて支持 ● 地質学の発展 4. 現代天文学の時代へ ↑ハットン（英） （スコットランド） ↑ライエル ↑ヴェルナー（独） ↑スミス（英） １８世紀後期：アブラハム・ゴットローブ・ ヴェルナー（独）は、広い範囲で同じ地 層が見つかることから、大規模な作用 が地層を作ると考えた。 ウィリアム・スミス（英）は、地層累重の 法則（下の地層ほど古い）と、示準化石 による地層の年代決定方法を確立した。 ジェームズ・ハットン（英）が、 『地球の理論』を出版し、斉一説を説く。 １７９５年： 斉一（せいいつ）説： 地質学的・生物学的な 変化は、地球の歴史を通して常に同じ である。 チャールズ・ライエル）が、 『地質学原理』を出版し、斉一説を広める。 １９世紀初め： 地球の年齢は千年単位ではなく、百万年単位 太陽 ● 熱力学の発展 1854年 太陽の収縮による重力エネルギー（ヘルムホルツ［独］） ・化学エネルギーでは太陽は1000年で燃え尽きる ・重力エネルギーなら数100万年から数1000万年も燃え続ける ↑ヘルムホルツ 収縮 エネルギー ↑ダーウィン（英） 進化論 『生物が進化するには 数1000万年では時間 が足りない！』 ↑ケルビン卿 ・熱力学第一法則（エネルギー保存の法則） 全ての相互作用においてエネルギーは保存される ・熱力学第二法則（エネルギー保存の法則） 一様温度の物体が持つ熱を全て仕事に変換する過程は実現不可能 ・太陽の年齢は最長で4-5億年 （ケルビン卿 ［英］） 4. 現代天文学の時代へ ● 恒星のスペクトル分類 多くの女性作業員が活躍し、多くの女性天文学者を輩出する。 『ヘンリー・ドレーパー（ＨＤ）・カタログ』 ↑アニー・ジャンプ・キャノン（米） キャノン ：恒星のスペクトルは、その殆どが６種類程度に 分けることができ、これは恒星の色を表わしている。 2,500∼3,900 赤 Ｍ 3,900∼5,300 橙 Ｋ 5,300∼6,000 黄 Ｇ 6,000∼7,500 黄白 Ｆ 7,500∼10,000 白 Ａ 10,000∼29,000 青白 Ｂ 29,000∼60,000 青 Ｏ 温度（Ｋ） 色 タイプ 4. 現代天文学の時代へ １８６６年：セッキ（伊）が恒星のスペクトルを分類する。 １９１８年∼１９２４年： ハーバード・カレッジ天文台所長エドワード・ピッカリング（米） 指揮の下、２０万個以上の恒星スペクトルが分類、カタログ化される。●恒星のスペクトル：
4. 現代天文学の時代へ 短い 波長 長い 高温 表面温 度 低温 ● ヘルツシュプルング・ラッセル図 （ ＨＲ図 ： 1910年∼1911年 ） 温度高い 恒星の表面温度（K） 温度低い 明 るい 絶対等級 ︵等級 ︶ 暗 い ヘルツシュプルング（デンマーク）とラッセル（アメリカ）が独立に提唱する。 低温な恒星には 非常に明るいもの （巨星）と暗いもの （矮星）がある。 ほとんど（８０％∼ ９０％）の恒星は左 上（明るくて高温）か ら右下（暗くて低温） に向けて分布する。 4. 現代天文学の時代へ 主系列 主系列星 ＨＲ図の科学的背景は？放射性物質発見の初め 1898年放射線の発見 （ ベクレル［仏］ ） 1895年Ｘ線の発見 （ レントゲン［独］ ） 1902年放射性元素の元素変換説を提唱 （ラザフォード［ニュージーランド・英］） → 岩石などの年代測定の基礎 1911年原子核の存在確認（ラザフォード［ニュージーランド・英］） 1913年陽子の発見 （トムソン［英］） 1932年中性子の発見 （チャドウィック［英］） 1897年電子の存在確認 （ トムソン［英］ ） 1904年原子模型の理論 （長岡半太郎［日本］） ・ 放射性物質の発見 ・ 原子構造の解明 地球・太陽の年齢はもっと長い 水素原子 陽 電 水素原子（Ｈ） 陽 陽 中 中 電 電 ヘリウム原子（Ｈｅ） ヘリウム 原子 4. 現代天文学の時代へ ● 原子物理学・核物理学の発展 地球の熱源としての放射性物質 → 質量とエネルギーの等価性 ・ 相対論と量子論の登場 1905年特殊相対性理論（アインシュタイン［ドイツ］） 1928年量子トンネル効果の理論 （ガモフ［ソ連］） 1916年一般相対性理論（アインシュタイン［ドイツ］） 1913年量子論に基づく原子の構造モデル（ボーア［デンマーク］） 1900年エネルギー量子仮説（プランク［ドイツ］） 1924年物質波理論（ド・ブロイ［フランス］） 1925年量子力学（行列力学）の開発 （ハイゼンベルク［ドイツ］） 量子力学（波動力学）の開発 （シュレーディンガー［オーストリア］） 1938年原子核分裂の発見（オットー・ハーン［ドイツ］、リーゼ・マイトナー［オーストリア］） 1939年原子核融合の理論 （ハンス・ベーテ［アメリカ］）→ 恒星のエネルギー源 陽 電 水素原子（Ｈ） 陽 陽 中 中 電 電 ヘリウム原子（Ｈｅ） ４Ｈ He + （エネルギー） 核融合反応 恒星のエネルギー源 太陽の年齢50億年 → 原子核反応の可能性 4. 現代天文学の時代へ
４Ｈ
He + （エネルギー）
4. 現代天文学の時代へ ● 核融合反応 ∼ 恒星のエネルギー源＞
陽 陽 陽 陽 水素原子核 陽 陽 中 中 ヘリウム原子核 この質量の差がエネルギーと なって放出される。 陽＋
陽＋
熱運動による運動速度 クーロン力による反発力 クーロン力による反発力に逆らって、二つ の水素原子核（陽子）を衝突させるために は、１００億度という超高温状態が必要。 太陽中心でも1000万度程度 量子力学 水素原子核（陽子）は波 量子トンネル効果 極めてわずかな 確率だが、エネルギーの壁を通り抜け る陽子がある（ガモフ, 1928年） 1000万度の温度でも十分な 陽子どうしの衝突が生じる 太陽で、1000万度に達し、核融合 反応が生じている場所は、中心の わずか数10 kmの領域 ●核融合反応の素過程１ 1920年代 ：アーサー・エディントン（英）が提唱 ↑アーサー・エディントン（英） ・ 陽子-陽子連鎖反応（ppチェイン反応） 陽子 陽子 陽電子 中性子 ニュートリノ ガンマ線 太陽と同じか太陽より質量が小さな恒星で 実現する核融合反応 4. 現代天文学の時代へ ●核融合反応の素過程２ 1937年∼1939年 ：ハンス・ベーテ（米）と ヴァイツゼッカー（独）が提唱 ・ ＣＮＯサイクル（ＣＮＯ循環反応） ↑ハンス・ベーテ ↑ヴァイツゼッカー 太陽より質量が大きな恒星で実現する 核融合反応 ベーテは、一旦投稿した論文を取り下げて、 別の懸賞金付きの論文に投稿。５００万ドル の賞金を獲得した。 4. 現代天文学の時代へ● 恒星（主系列星）の寿命
4. 現代天文学の時代へ 恒星の寿命ｔ
＝ 恒星の質量M 単位時間あたりに核融合反応で 消費される水素の質量ｍ∝
M
Ｍ
３.５ 質量（太陽質量）［対数］ 光度 ︵太陽光度 ︶ ［対数 ］ 絶対放射等級 主系列星の光度・ 質量関係Ｌ ∝ Ｍ
３.５∝
恒星の質量M 恒星の光度L∝
１
Ｍ
２.５ 主系列星の寿命は、質量の２.５乗に 反比例する。つまり、重たい主系列星 ほど、寿命が短い。 太陽の場合、ｔ ＝ ａ M
−２.５に 対して、Ｍ＝１の時、ｔ = 100億となる。 すると、太陽の10倍重い恒星の場合、ｔ ＝ 100億×１０
−２.５＝ 約3000万年、 となる。 水素を使い尽くした主系列星はどうなるのか？● 主系列星の最後 重い恒星ほど、より早く（中心部の） 水素を使い尽くす。 水素を使い尽くすと？ 太陽系の中心から火星や木星に届くまでに膨張 するケースもある。 恒星は膨張して巨大になり、表面温度は低 下して、色が赤くなる（赤色巨星）。 H ③ 外層部分は熱に よって大きく膨張 （低密度化） 15 9 5 3 2.25 1.25 1 0.5 明 るい 光度 ︵絶対等級 ︶ 暗 い 温度高い 表面温度 温度低い 恒星の進化経路 主系列を離れるまでの 時間は、恒星の質量でほ ぼ決まる。 4. 現代天文学の時代へ ４Ｈ He ② Ｈｅ中心周辺部 の水素が核融合 反応を起こす。 He （高密度化） ① 中心部分は重力 に負けて収縮 水素殻燃焼 ● 重い元素の起源を求めて ↑ジョージ・ガモフ（米） ↑フレッド・ホイル（米） 陽子-陽子連鎖反応 ヘリウム（Ｈｅ） ＣＮＯサイクル ヘリウム（Ｈｅ） ［Ｃ、Ｎ、Ｏは実質上増えていない］ ・ ビッグバン（ガモフ他） 『宇宙初期の火の玉の中 で重い元素が合成された』 ２０世紀中頃 ：Heより重たい元素の起源は？ Heが合成された段階で、 初期宇宙は既に希薄に なってしまい、これ以上元 素を合成できない。 ・ 恒星内部（ホイル他） 『恒星内部で次々に核融合 反応が進行して重い元素が 合成された』 4. 現代天文学の時代へ ● 恒星は巨大な核融合炉 H H He He C, O H He H He C,O H He H He H He H H He C,O He C, O He C,O Ne, Mg, Si H C, O He C, O H He He Ne, Mg, Si H He C, O H He He C, O Ne, Mg, Si C, O Ne, Mg, Si H He C, O H He He C, O Ne, Mg, Si Fe C, O Ne, Mg, Si Mg, Si Fe H He C, O H He He C, O Ne, Mg, Si C, O Ne, Mg, Si Fe Mg, Si Fe 核融合反応は 鉄（Fe）で終了 4. 現代天文学の時代へ 恒星内部の核融合反応に よって合成される 恒星内部での最終生成物 ビッグ・バンでも合成され得る 4. 現代天文学の時代へ 鉄までの元素は、恒星内部の核融合反応によって生成された。 ● 参考資料と引用文献など： 1) ティモシー・フェリス（野本陽代訳 1992年）：『銀河の時代 宇宙論博物誌（上、下）』、工作舎 13) Wikipedia （画像：メシエ、パリッチュ、ウォラストン、フラウンホーファー、キルヒホッフ、ブンゼン、 ウィリアム・ハギンス、ブラッドリー、ベッセル、シュトルーベ、ビュフォン、ヴェルナー、スミス、ハットン、 ライエル、ヘルムホルツ、ケルビン卿、ダーウィン、アーサー・エディントン、ハンス・ベーテ、ヴァイツ ゼッカー、陽子-陽子連鎖反応、ＣＮＯサイクル、キャノン、フレッド・ホイル、ジョージ・ガモフ ） （下記以外の人物画・画像など） 3) 東京大学木曽観測所ＨＰ（画像：Ｍ４２、Ｍ５６、Ｍ６３、ＮＧＣ７２９３、馬頭星雲、プレアデス星団、Ｍ１、 http://www.ioa.s.u-tokyo.ac.jp/kisohp/）
9) ASTRONOMY, Cambridge University Press （画像：ＨＲ図、恒星の進化経路） 2) 桜井邦朋（2007年）：『宇宙物理学入門』、ブルーバックスシリーズ、講談社
11) 奥村幸子ほか（1996年）： 新版地学教育講座１３『宇宙・銀河・星』、東海大学出版会 12) 斎尾英行（1992年）：NEW COSMOS SERIES ５ 『星の進化』、培風館
4) 小暮智一（2009年）： “恒星天文学の源流［１］ 恒星分光の開幕期 その１”, 天文教育, 21 (No.1), pp.43-51. （画像： フラウンホーファーのよる太陽スペクトルのスケッチ） 5) 小暮智一（2009年）： “恒星天文学の源流［２］ 恒星分光の開幕期 その２”, 天文教育, 21 (No.2), pp.60-69. （画像： タルスヒル天文台） 6) 小暮智一（2009年）： “恒星天文学の源流［３］ 恒星分光の開幕期 その３”, 天文教育, 21 (No.3), pp.51-59. （画像： マーガレット・ハギンス） 8) 吉田正太郎（1989年）：『天文アマチュアのための望遠鏡光学・屈折編』、誠文堂新光 社 （画像：ブラッドリーの天頂セクター） 7) 国立天文台岡山天体物理観測所・大阪教育大学天文学研究室 制作 （1998年）： “宇宙スペクトル 博物館”, （画像： アルデバラン・ベテルギウス・シリウス・Ｍ５７のスペクトル） 10) 大脇直明ほか（1989年）： 『天文資料集』、東京大学出版会 （画像： 主系列星の光度・質量関 係）
