－2－■ 連載 恒星天文学の源流【17】 ■恒星天文学の源流【17】星の進化論とＨＲ図表

その 6～星団と星の進化～
小暮智一（元京都大学）
今回は散開星団、球状星団の HR 図作成と、させたいと願っていたが、彼の内省的な性向

星の不均質内部構造論を通して星の進化論にはそれを好まず、次第に科学的研究に傾倒し大きく貢献したロバート・トランプラーとアていった。

ラン・サンデージおよびマーティン・シュワ

彼はついにチューリッヒ大学の物理学科にルツシルドを中心に、1920 年代から 1950 年

入学、さらにゲッチンゲン大学の大学院に進代にかけての進化論の進展を辿ってみよう。

んで天文学を専攻し、星団の統計的研究に取り組む。このテーマで 1910 年に学位をとる

1. トランプラーと散開星団
1.1と、翌年にスイス測地調査所に職を得て、引ロ バ ー ト ・ J. ト ラ ン プ ラ ー （ Robert

き続き天文学の研究を進めることができた。

Julius Trumpler, 1886 ‑ 1956）の生涯

1913 年、ドイツ天文協会の会合がハンブル

ロバート・トランプラーはスイスのチュー

グで開かれた折、彼は「プレアデス星団の星

リヒで生まれた。10 人の子供の 3 番目というの固有運動について」と題した報告を行った。

大家族であった。家は 14 世紀から続く事業

この報告はアレゲニー天文台長のフランク・家の家系で、教養ある父母のもとで子供たち

シュレージンガー（Frank Schlesinger）のは早くから事業家をめざす教育を受けていた。 興味を引き、これが彼のアメリカ移住へのき
17 歳で堅信式を受けた頃から、教会の日曜学校に通って宗教教育を受けているが、彼は教っかけになった。
第 1 次世界大戦が始まるとスイス軍に徴兵会の教えと日常の経験との矛盾に悩んでいた。 されて軍務に付いたが、折よく、ピッツバー
19 歳でギンナジュウムを卒業したとき、子グ大学のアレゲニー天文台からの招聘状が届供時代の思い出と興味の移り代わり、悩みないた。シュレージンガーからの招きである。

どを丹念に書きつづっている。そのなかで彼

彼は早速、除隊を申請し、軍もアレゲニー天が悩んだ 3 つの大きな疑問は、(1)神は存在す

文台への受け入れを条件に軍務を解いた。こるか、(2)人間は不滅の魂を持つか、(3)人間にうして 1915 年にアメリカに渡り、そこで生は自由意志があるか、であった。このうち、涯の残りを過ごすことになる。

第 1 の疑問については「宇宙を支配する物理

その後、1919 年にリック天文台に移り、星法則のすべて」が神であるとすれば納得でき団の観測を本格化させるが、一方、彼は天文るとした。第 2 についてははっきりしなかっ教育の面でも大きく貢献している。1938 年にたが、第 3 の自由意志についてはその存在をカリフォルニア大学バークレー校の天文学教

漠然とではあったが感じ取っていたという。

授に就任し、定年の 1951 年までその職に留多感な少年であった。

まる。彼のもっとも大きな貢献は散開星団の両親は彼を他の兄弟とともに実業家に成長

観測的研究であるが、それ以外にも、1922

天文教育 2011 年 9 月号（Vol.23 No.5）星の進化論とＨＲ図表 その 6

－3－

年にオーストラリアの日食観測でエディント

由は、球状星団がどれも遠方に分布するのにンが 1919 年に見出したアインシュタイン効比較して、散開星団の多くは銀河系内で太陽

果を高い精度で実証したり、また、1924 年のの近傍にあり、測光、分光観測が比較的容易

火星の衝の際は 1700 枚に及ぶ写真観測によであること、星団内の星々はほぼ同じ距離にってローウエルが運河と見なしていた表面模あると見なされるので、HR 図の研究には最様が運河などでなく自然構造であることを見

適の天体であることなどである。トランプラ出したり、多彩な活動を行っている。

ーはさらに、星団とは同じ起源を持つ星の集

晩年の彼は家族とともにサンフランシスコ団であり、分光型の分布は星の進化の異なっの南、太平洋を望むサンタクルーズ近郷の丘た段階を示すものと考えた。ひとつの星団のに住んでいたが、白血病に侵され、70 歳で生中に種々の分光型が存在する理由については涯を閉じた。太平洋天文協会は彼の天文教育

2 つの原因が可能である。第 1 は同じ場所にへの功績を記念してトランプラー賞を設け、誕生したが誕生の時期は星によって大きく異1974 年から毎年度の優れた学位論文に対しなる、第 2 は、星々はほぼ同時期に誕生したて贈っている。なお、トランプラーの伝記はが、その後の進化の速度が星の質量によって主としてウイーバー[122｣によった。

大きく異なるというものである。こうした問題点に立って星団の観測を行い、1925 年にその成果が公表されたが [123 ]、そのなかで彼は第 2 の考え方を支持している。
リック天文台での彼の星団の観測は主に二つの望遠鏡で行われた。一つはクロスリー36インチ（91 cm）反射望遠鏡で、焦点面にス
リットレス分光器をおき直径 50cm の視野に多数の星のスペクトルを撮影するもので、原理は対物プリズムと同じである。露出時間を変えて星の明るさに対応させ、7 時間の露出で限界の 14 等級まで達した。二つ目はリッ
ク 36 インチ屈折望遠鏡で、単一プリズム分光器を装備し、明るい星に対する精密な分光分類と視線速度の測定を行った。
星団の観測で問題になるのは星団メンバーの同定である。星団内に紛れ込む星野の星をどう識別するかであるが、それらの星はほと

図 41

トランプラーの肖像と署名 [122]

んどが微光の赤色矮星であり、星団の HR 図と星団内の星密度分布の比較からある程度の1.2散開星団の HR 図

除去は可能である。こうしてトランプラーは

トランプラーはゲッチンゲン時代から散開星団に注目していたが、渡米後、リック天文52 個の散開星団に対して HR 図の作成を行った。

台に移った 1919 年頃から星団の本格的な観その結果、トランプラーは星団の HR 図上測的研究に乗り出した。散開星団を選んだ理の星の分布に特定の傾向があることに気が付

天文教育 2011 年 9 月号（Vol.23 No.5）

－4－■ 連載 恒星天文学の源流【17】 ■いた。大きく分けると星の分布にはクラス 1星が主系列上にだけ分布するクラス 2星が主系列星と巨星を含むの 2 種類がある。さらに、これらのクラスを、分布する星のもっとも早期の分光型によってサブクラス b, a, f (それぞれ B 型、A 型、F

表3星団の HR 図上の分布タイプの頻度
[123]

タイプ

星団数

1b

24

主な星団
プレアデス、h and χPer, M35, M36
M34,

M39,

NGC

1a

6

型星を含むこともある）。クラスとサブクラス

2a20

プレセペ、M11, M37,

を組み合わせるといくつかのタイプが可能で

2f

1

NGC 752型）に分けることが出来る（b クラスには O

1647

あるが、トランプラーの観測した 52 個の星団ではそのうち、1b、1a, 2a, 2fの 4 つのタ

イプのみ現れた。これらのタイプにおける星(1) 星団の星は同時期に誕生した。

の分布の特徴を図 2 に示そう。

(2) 星はその質量によって進化の速度が異なる。
(3) B 型に達するのは大質量の星のみである。
大質量星は進化が遅い(4) 主系列では重い星は一旦高温度へ向かい、次いで低温度へと向かう。中小質量星は低温度へと向かう。
この仮定に立つと星々が誕生するのは HR 図
上のどこであろうか。トランプラーは誕生期の星々の分布を未知のタイプ 3 と呼んだ。そこから質量によって異なった進化を示し、星団 の タイ プ とし て は 次 の よ う に 進 む と 考 え
た：
3 → 2f → 2a → 1b → 1a → 1f →こうして星団はその後 1g, 1k, 1m のように主系列で次第に赤色矮星へと向かう。ここで

図 42散開星団の HR 図における星の分布のタイプ 3 はこの経路線から想像すると明るいタイプ（トランプラー、1925 [123]）

赤色巨星付近ではないかと思われる。上に挙げたトランプラーの仮定のなかで 1），2）はまた、観測された 52 個の散開星団の分類

良いが 3），4）はいまから見ると誤っている。

タイプと星団数および各タイプの主な星団例

しかし、トランプラーが仕事をした 1925 年

を表 3 に示そう。ただし、星団で無いと判定

はエディントンの内部構造論の書かれる以前された 1 個の星集団は省いてある。

で、サブアトミックな熱源がようやく問題にトランプラーはこの星団のタイプが星の進なり始めた頃であった。星団の HR 図を進化化と関係があると考えたが、それを説明すると結びつけたのはトランプラーが始めてであために次の仮定を置いた。

る。1940 年代に入って、カフィー（James
天文教育 2011 年 9 月号（Vol.23 No.5）星の進化論とＨＲ図表 その 6

Cuffey）[124]が散開星団 M46, M50, NGC
2324の HR 図を作成したのを始めとして、それ以後、観測は急速に進展して多数の色等－5－3：暗い星の中で明るい星が際立つ
第 3 は星団の星数（N）でこれも次の記号
で 3 段階に分ける。

級図が描かれるようになる。しかし、星と星

p (poor)N < 50団の進化については 1950 年代の星の進化論

m (moderate)N ～ 50 - 100まで待たねばならなかった。トランプラーはr (rich)N > 100

時代を先駆けたパイオニアであった。

この基準によると星団の分類記号は中心集中度、光度分布、星数の順に示される。いくつかの例を表 4 に挙げて見よう。

散開星団と星間吸収

1.3

トランプラーはその後も散開星団の観測的研究を進め、星団の分類、星間吸収の発見、

表4

カタログの作成などで大きな足跡を残してい散開星団

散開星団の分類例
分類記号る 。 1930 年 頃 の 彼 の 仕 事 を 辿 っ て 見 よ う

プレアデス

II 3r

（[125], [126]）。

ペルセウス（IC1805）

IV 3m(1) 散開星団の距離

M36

I 3m

S Mon

II 3p

散開星団の距離は、従来、星団の直径がほぼ同じと仮定して測定されていた。トランプ
ラーは星団の直径は一定ではなく、星団のサ

この分類法は分かりやすいので長い間標準的イズ（星団を構成する星の数）によって異なに使用されていた[127]。

ることに注目し、同じサイズの星団の直径を(3) 星間吸収

同じとして距離を決定した。こうして 100 個星の絶対等級 M が分かると見掛けの等級の星団について距離および実直径（pc）を測

m との差からその星までの距離 r は次の式定した。しかし、これには星間吸収の補正がで求められる。

必要である。その補正については(3)項で述べ

m − M = 5 log r − 5

(1)

よう。

ただし，ここでは星間空間は透明であると仮(2) 散開星団の見かけによる分類

定されている。

トランプラーは散開星団をその見かけから星団の距離も(1)式で推定される。当時、星分類を行っているガ、分類の基準は次の 3 項の絶対等級はすでに分光型毎に基準化されて目である。

いたので、星団の明るい星について分光型か

第 1 は中心集中度で 4 グループ

ら絶対等級を決めれば距離が求められる。

I

集中度大

トランプラーは(1) 式を用いて 300 個の星団

II

集中度小

の距離を測定したところ、遠方の星団の直径

III

ほぼ集中度なし

は近傍の星団に較べて 2 倍も大きくなることIV

低い星密度で直径大（I～ III は直径 D ≲ 10 pc、に気付いた。彼はこれを遠方の星団の距離がIV は D ～

過大に見積もられているためと考え、その原

20 pc）因として星間空間に吸収物質が存在するため
第 2 は星の光度分布で次の 3 段階に分ける。 と考えた。星間吸収量は星までの距離に比例
1：星の明るさはすべて同程度すると仮定して彼は(1)式に吸収項を加えて
2：明るさの分布が中程度

次のように改定した。

天文教育 2011 年 9 月号（Vol.23 No.5）

－6－■ 連載 恒星天文学の源流【17】 ■m − M = 5 log r + k r − 5(2)

これを星団の距離に適用し、星間吸収率として

k = 0.79 等級 / kpc(3)を導いている。現在、星間吸収は星間ダストの量に依存することが知られており、ダスト
量は銀河の方向によって異なるが、平均的な星間媒質の吸収量はほぼ 1 等級/kpc と見積もられているから、トランプラーの値はそれに近い。
こうして、トランプラーは星間吸収量(3)式に基づいて 334 個の散開星団の距離と分類
型を導き、カタログにまとめている [126]。
(4) 散開星団の銀河系内の分布
このカタログに基づいてトランプラーはさらに銀河系内における散開星団の分布図を作

図 43

トランプラーによる散開星団の分布成している。それを図 43 に示そう。これは（Trumpler 1930 [125]）

太陽（+）を中心に±4kpc 平方以内に存在す

太陽（+）を中心に散開星団の分布を示す。

る星団の位置を銀河面に投影した分布図である。右端にわし座銀経 0°とあり、左側に一

2. サ ン デ ー ジ と 球 状 星 団

角獣座銀経 180°とあるのは古い銀河座標系

Sandage, 1926 – 2010)(銀河面と赤道面との交差点を銀経 0 として

2.1(Allan Rex

サンデージの生涯

北に向かう)による。また、星団は星座ごとにアラン・サンデージは 1926 年、アイオワ

集団を示すので、主な集団 6 個を丸で囲んで市で一人息子として誕生した。父、チャール

示した。そのうち中央上部は上から「カシオス（Charles Harold Sandege）はマイアミ大ペア星団群」「ペルセウス座星団群」、「おうし

学の経営学教授、母ドロシー(Dorothy Briggs座星団群」、中央下部は「りゅうこつ座星団群」

Sandege)は音楽家で一時、父と同じ大学に勤である。太陽の右は「たて座星団群」その右めていたこともある。両親とも科学に関心は

下は「いて座星団群」と呼ばれる。太陽の右なかったが、幸い、アランには小学校時代に、やや上に「わし座吸収帯」、左下に「ほ座吸収

望遠鏡を持つ友人と一緒にスカイウォッチン

帯 」 が あ る 。太 陽 の す ぐ下 の 小 さ い 記 号 はグを楽しむ機会が多かった。それが機縁とな

NGC 3534 である。なお，目立った渦状構造って天文学に興味を持つようになり、父からも点線で示されている。この図は 1930 年当望遠鏡を買ってもらって、太陽活動の継続的時の銀河図としていまも歴史的な意義を持っ観測を始めたりしている。

ている。

地元の高校からマイアミ大学に入学し、物理学はエドワーズ（Ray Edwards）、数学はアンダーソン（Anderson）から薫陶を受ける。
しかし、2 年後に海軍に入隊し、第 2 次大戦
天文教育 2011 年 9 月号（Vol.23 No.5）星の進化論とＨＲ図表 その 6

－7－

中はエレクトロニクス スペシャリストとし

測的宇宙論の分野で生涯活動を続ける。彼はて勤務していた。戦後はイリノイ大学物理学

ラ イ ト マ ン と ブ ラ ウ ア ー （ Lightman and科に入学し、1948 年に卒業すると、天文学をBrawer）によるインタービュー [128] のな

専攻してカリフォルニア工科大学の大学院にかで自らの宇宙論観測の仕事について詳しく進む。ここはウイルソン山天文台と提携して述べているが、ここではサンデージの心情に

天文学プログラムを始めたばかりのところで迫る最後の質問にだけ触れておこう。
ライトマン：「(最後に)一つだけ哲学的な質あった。
彼の指導教官はウオルター・バーデ

問をさせてください。もしあなたが(宇宙を創（Walter Baade）であったが、翌年にはエド造した神のように)宇宙をデザインできる立ウイン・ハッブル（E. Hubble）の助手とし場にあったとしたら、あなたはそれをどのよてパロマー天文台での観測実習を始める。
「パ

うにされますか?」ロマーでは巨大望遠鏡の観測法をボルトとナ

サンデージはそれに対し、次のように答え

ットのこなし方の体験から始めた」と彼はあている。

とで回顧している。この頃、ハッブルは 1929

「もし私が創造の立場にいたとしたら、私は年に 100 インチ鏡で発見した系外銀河の後退

創造主に良いアドバイスを与えたい。それは、速度の観測を再び 200 インチ鏡で行い、宇宙

私はどんなミステリーも打ち壊したくないと膨張速度の測定を精密化する計画をもっていいうことです。最大のミステリーは無以外のた。しかし、1953 年に心臓発作のために死去

何者かが存在すること、そして、最大の｢何者し、その計画は中断する。サンデージはハッか｣とはわれわれが生命と呼んでいる存在でブルの志をついで系外銀河の観測を続けるが、 す。」
同時に、1948 年以来、バーデの指導で始めた「あなたは私が別の世界を創造しようと思っ球状星団の観測を発展させる。1953 年に球状ておられるかも知れません。それではあなた星団の観測的研究によって学位を取得するが、 に伺いますが、あなたは科学の分野でどんなそれについては次節で述べよう。

ことを知りたいと思っておられるのでしょうか。」「私にとってもっとも知りたいのは生命の意
味です。私の見る限りでは、現在の宇宙は生命の存在を可能にする唯一の形態です。別の宇宙を創造することは生命の絶滅につながります。それは人間論的宇宙論かもしれません
が、私は、現在の宇宙はこの上なく微妙にす
べてが調整されている、と思うのです。 ・・・、ですから、あなたの質問への私の回答は「現在の宇宙を少しも変えたくない。」ということ

図 44

サンデージの肖像、1991 年、パロマー天文台にて（[129] Dennis Overbye）

で す 。そ れ が私 の 創 造 主へ の ア ド バ イ ス です。」
サンデージはわれわれの生命を愛し、宇宙

サンデージは 1960 年代以降、ハッブル定の存在に敬虔さを感じ取っていたのである。

数の改定、宇宙減速パラメータの決定など観

このインタービューの主題は宇宙論的観測の天文教育 2011 年 9 月号（Vol.23 No.5）

－8－■ 連載 恒星天文学の源流【17】 ■成果と貢献であったが、彼は一面では｢星を愛取り組むようになった。ここでひと言、3 人した人｣とも言われている。球状星団の観測、組について触れて見よう。3 人は年長順にウ

非均質モデルに基づく星の進化論などを通し

イリャム・バウム（William Baum, 1924 年て星の進化論にも大きな足跡を残したのであ生）、サンデージ（1926 年生）そして、ハルる。

トン・アープ（Halton Arp,1927 年生）であ

サンデージは 1997 年に定年になってからる。

も妻のマリー・ロイーズ（Mary Louis）とパ

バウムはオハイオ州の田舎で生まれた。ロ

サデナに暮らし、最後の年まで論文を書き続ーチェスター大学の物理学科で光学を学び、けていた。2010 年春にケフェウス型変光星の光学機器開発を通して天文学に寄与する。3

論文を書いてから体調を崩し、その年の 11

人組では機器開発担当である。

月に膵臓癌で亡くなった。享年 84 歳であっアープはニューヨーク市生まれ、ハーバード大学に学び、1949 年に天文学の学位を得てた。
伝記は主にオーバーバイ（Overbye）[129]と wikipedia [130]によった。

いる。3 人組の観測はアープにとってはポス
ドク時代であった。1953 年からカーネギー研
究所の研修員、1955 年から研究助手となり、

2.2

ウイルソン山およびパロマー山天文台に勤務

球状星団の HR 図

球状星団の色等級図の観測は 1917 年からするようになる。3 人組はそのままパロマー

1920 年にかけてハロー・シャプレーによって天文台で研究を続け、バウムは観測機器開発行われたのが最初である（[131], [132]）。シに（Baum 1964 [133]）、アープとサンデージ

ャプレーは 1917 年にウイルソン山天文台にの 2 人は観測的宇宙論へと進む。宇宙論の 2新設された 100 インチ（254 cm）望遠鏡を用

人は互いに異なった研究スタイルをもっていいて球状星団 M3, M13 の写真色測光を行った 。 サ ン デ ー ジ は 「 The Hubble Atlas ofた。しかし、当時はまだ写真乾板の感度が低Galaxies, 1961」[134] を著わしてからハッく、限界等級も 15 等程度であったから、色

ブル定数の決定、クエーサーの発見など、い等級図も赤色巨星の明るい部分に限られていわば、正統派の観測家であった。それに対し、た。そのため、「球状星団は赤い星が卓越し、アープは特異な形態を持つ活動的な銀河に興色指数が減少すると（青くなると）、暗くなる

味 を も ち 、「 Atlas of Peculiar Galaxies,

傾向を示す。」と指摘するにとどまっていた。

1966」[135]の出版後は、ハッブルの形態分

その後、1940 年代に入っていくつかの星団の類に乗らない特異な活動銀河の観測に進んだ。

色等級図が観測されているが、すべて明るい

彼はクエーサーの大きな赤方偏移を宇宙論的

赤色巨星域に限られていた。

とせずに比較的近傍の銀河から放出された特1948 年に大きなブレーク・スルーがあった。 異な銀河であると主張するなど、主張の多く
パロマー天文台に 200 インチ（5.08 m）の反は認められなかったが独自の道を貫いている。

射望遠鏡が完成し、翌年から研究者に開放さ話を球状星団に戻そう。200 インチ望遠鏡れたのである。最初の観測の栄誉はウオルタ

は大口径で集光力が大きいだけでなく、3 人

ー・バーデ（Walter Baade）に与えられたが、組は観測に当たって 2 つの武器を手に入れてサンデージはバウム、アープとともに 3 人組いた。1 つはバウムによって開発された、主として観測時間を獲得し、球状星団の観測に焦点に装着する高感度の光電測光器で、青色

天文教育 2011 年 9 月号（Vol.23 No.5）星の進化論とＨＲ図表 その 6－9－波長域で限界等級は 21.2 等に達していた。もう 1 つは当時開発されたばかりの黄色に大きな感度を持つ写真乾板である。こうして 3 人
組は球状星団に対し、P 等級（または mpg 等級）（青、photographic magnitude）と V 等
級（黄、photovisual magnitude）を組み合
わせ、V, P の 2 色による色等級図の観測に取り掛かった。
観測目標は望遠鏡で美しい姿を見せる星団
M3 と M92 である。M3 はりょうけん座にあって視直径 6 分角、M92 はヘルクレス座にあ

図 46って視直径 10 分角、星の密集度はどちらも1953, [137]）

球状星団 M3 の色等級図（サンデージ

シャプレー分類 [136]による IV 型である。密集度は I から XII までの 12 段階があり、密集度が最も高いのは I 型である。

M92 についても図 46 と同様の色等級図が得られている([138], [139])。こうした 3 人組

サンデージが主に担当したのは M3 であっの観測によって球状星団の色等級図の状況がた [137]。写真実視等級 mpg < 21.2 の星に明らかになってきた。とくに注目されるのはついて選択された星の色測光を行って色等級(1) 主系列星との接続が完成して赤色巨星の図を作成した。始めに極限等級付近の選択星の同定図を図 45 に、また、星団の色等級図を図 46 に示そう。

位置づけがはっきりしたこと。
(2) 赤色超巨星へ延びる系列の存在 (現在の漸近巨星分枝)(3) 水平分枝とよばれる赤色巨星から青色に向かう系列の存在(4) 水平分枝の途中に欠けた部分がある。この部分は星団型変光星の存在域である。
星団型変光星は RR Lyr 型星とも呼ばれ、平均の絶対等級がほぼ 0 等級なので星団の距離測定などに重要な役割を発揮する。
それでは球状星団の色等級図は星の進化とどのように関係するのであろうか。ここで星の内部構造論における非均質モデルが登場し、マーティン・シュワルツシルドの出番となる。
また、その中でサンデージも大きな役割を担

図 45

M3 の写真実視等級 18.8 – 21.2 間にっている。

ある星の同定図 (Sandage 1953 [137])

天文教育 2011 年 9 月号（Vol.23 No.5）

－10－

■ 連載

恒星天文学の源流【17】3. 非均質モデルと星の進化論
3.1

マーティン・シュワルツシルド(Martin■に携わっていた。後年、ウイールト（Weart）｢140｣のインタービューを受けたとき、彼はSchwarzschild 1912 – 1997)の生涯「イタリアの戦線からの帰還の途次に、広島

マーティンはカール・シュワルツシルド(源に原爆の落とされたことを知りました。私に流 [14])の息子である。父カールがポツダムとってそれは大きな衝撃でした」と述べてい天文台長をしていたときにポツダムで生まれる。彼は先輩でもあり、共同研究者でもあった。母がユダヤ系であったため、後にナチスたライマン・スピッツァー（Lyman Spitzer）に追われるが、当時の父は熱心なプロシャのがオッペンハイマー（J. R. Oppenheimer）

愛国者で、第 1 次大戦に東部戦線で疾病にかやテラー（E. Teller）たちの推進するマンハ

かりそのために命を失った人である。マーテ

ッタン計画についても参画していたので、スィンが 4 歳のときであった。父なき後、家族

ピッツァーを通して原爆製造の話は聞いていはゲッチンゲンに戻り、そこで成長するが、た。
「 私もその計画には十分注意していました、

幼いときから父の志をついで天文学者になりしかし、私はボランティアとして空軍に参加たいと決心していたという。気まぐれな気質

しヨーロッパの空を飛びまわっていたので、の彼は人によく「私には父と異なった職業に(その計画に)参加することは実際上困難でし

つく選択の余地などなかった」などと語ってた。」「機会があれば参加することも可能と考いる。

えていました。計算技術の方で寄与できるの

ゲッチンゲン大学で天文学を学び、1935

ではないかとも考えていました。」「しかし、年に学位をとり、オスローの天体物理学研究

広島爆撃を聞いた後では、私は一切の原爆兵所のリサーチ・フェローとして研究を続ける

器の仕事は決して携わらないと決心したのでうちにドイツ国内のユダヤ系市民への抑圧がす。」

高まり、彼はついに家族とともにアメリカにこうして戦後、シュワルツシルドは軍務を離れ、星の内部構造と進化論の研究に専念す

亡命する。
アメリカでは最初にハーバード大学天文台る。その成果は 1958 年にモノグラフ｢星の構の講師に任命され、1940 年代にはコロンビア

造と進化｣ [141]として出版され、進化論の基大学、1950 年にプリンストンに招かれ、終身本的なテキストとなった。筆者にも思い出のそこに留まることになる。彼の仕事は脈動星多い著書である。1979 年に定年退官すると妻理論、星の内部モデル、自転、乱流、化学組のバーバラ・チェリー（Barbara Cherry）と成など恒星天文学の広い分野にまたがっていパサデナに住んで、恒星系の理論的研究に没るが、そのなかでよく知られているのは星の頭し、没年の前年まで、縦長のオブレート楕

構造と進化の理論である。彼がプリンストン

円銀河や横長のプロレート楕円銀河の構造、で研究を始めたころ、当時の理論家たちに横銀河ハロー内の星の軌道計算など、銀河問題

たわっていたのは、ワイツゼッカーやベーテに取り組んでいる。1997 年に 85 歳で死去しの項でも述べたように(源流 [16] )、赤色巨星

た。

の内部構造と進化の問題であった。
第 2 次世界大戦が始まったとき、彼はアメリカに協力し、空軍中尉として欧州戦線に参シュワルツシルドの生涯はウイールト[140],ト リ ン ブ ル [142], ヘ ニ エ イ [143] を参照した。

加して、対空攻撃の計算システムの開発など
天文教育 2011 年 9 月号（Vol.23 No.5）星の進化論とＨＲ図表 その 6－11－になる。その外側を放射平衡を主体とする外層部が包む。エピークの理論の特徴は星の進化を中心密度ρ c と平均密度ρ m との比ρ c :ρ m と関係付けるところにある。主系列星ではこの比は 6 ～ 265 程度であるが、赤色巨星へと進化すると、中心温度が高まり、中心部が凝縮してρ c が増加し、星の大気は膨張してρ m は低くなる。そのため、密度比
ρ c :ρ m は 5×105 から最終的には 4×1021
へと増大する。こうしてベーテやワイツゼッ
カーらが赤色巨星の熱源に困惑していた時期
図 47

マーティン・シュワルツシルドの肖像 [147]にすでに赤色巨星への進化を中心核の凝縮と外層部の膨張として、正しく理解していたのである。しかし、エピークはまだヘリウム燃

3.2

非均質モデル

焼などの重元素反応までは想いが及んでいな星の内部構造の非均質性とは化学組成が星かった。

の内部で一様であるかどうかを表わす用語でここで話をシュワルツシルドに戻そう。彼ある。星の中心部で水素からヘリウム合成がを中心に 1952 年に「非均質な星のモデル I,

進むと、当然、中心部では水素欠乏になるが、II」と題した 2 つの論文が公表された。第 1

対流が星内部で十分に進んでいれば、中心部

は「対流核と化学的不連続面を持つ星のモデには絶えず水素が供給されて化学組成の一様ル」（Oke and Schwarzshild [148]）、第 2 は性は保たれる。しかし、実際には対流の存在「重力的に収縮しつつある枯渇した核構造をは限られているので、内部で化学組成の変動

持 つ 星 の モ デ ル 」（ Sandageが生じる。これが非均質モデルである。

Schwarzshild [149]）である。両者の違いはand

本 格的 な 非均 質 モ デ ル の 研 究 は マ ー テ ィ

星内部における吸収係数の違いにあると説明

ン・シュワルツシルドの主導するグループにされている(前者はクレーマーの吸収係数、後よって 1952 年に始まるとされているが。実者は電子散乱による吸収係数を取り入れる)

はそれより前の 1938 年にエルンスト・エピ

が、2 つの論文は星の内部構造や非均質構造ーク（Ernst Öpik, 1893 - 1985）による先駆の扱いについても異なっている。論文の主題的な研究がある（[144],[145]）。始めにそれにも、前者が、ヘリウム合成が進むと星はなぜついて紹介するのがフェアであろう。エピー

赤色巨星になるのかという、その機構の説明

クは生涯の前半をエストニアのタルトゥ天文にあるのに対し、後者は散開星団を含めた星台（[146]）で、後半を北アイルランドのアー

団の進化の説明を試みたものである。両者のマー天文台（[147]）で送った人である。エピ

内部構造の違いを比較すると、第 1 論文ではークは 1938 年に続けて 2 つの大きな論文を星は水素リッチな外層部と水素プアーな内部

書き、そのなかで非均質モデルとそれに基づに分かれ、内部はさらに対流核とその周りのく進化論を要旨次のよう論じている。

放射平衡転移層に分かれる。水素プアーとい星の中心部で水素が枯渇すると、ヘリウムっても水素は十分に残されており、主要熱源を主体とする対流核が形成され、熱源は殻状としての役割をまだ担っている。一方、第 2

天文教育 2011 年 9 月号（Vol.23 No.5）

－12－

■ 連載

恒星天文学の源流【17】■論文では、星は水素リッチな外層部と水素の赤色巨星の分布が説明できない。この困難を枯渇した内部に分かれ、両者の境界に薄い殻

どう乗り越えたらよいであろうか。

熱源が存在する。この殻内の温度は 3000 万

このときサンデージらの頭にひらめいたの度で水素・ヘリウム反応を生じ、内部は水素は星の高い中心温度であった。ヘリウム核がの枯渇した等温のヘリウム核になる。ヘリウ

収縮していくと中心温度は 1 億度を越し、1.8

ム核は重力的に次第に収縮し、そのため中心

億度に達すると推測された。当時、ヘリウム

温度も徐々に高まっていく。

が核反応を起こして重い元素に変換するのはここまでの段階で星の進化を計算すると、

約 2 億度と見積もられていたので、ヘリウム

2 つの論文の進化経路はほぼ同じになるので、 燃焼の可能性が開かれてきたのである。サン論文 I による進化を図 48 に示そう。これをデージらは早速それを取り入れて再計算して見ると球状星団の星の分布、とくに高光度の見た。その結果、期待したような球状星団の分布に沿う進化経路が得られたので、それを図 49 に示そう。太陽質量の 1 から 4 倍までの星の進化経路とともに、星が主系列で誕生し、35 億年後に到達するまでの星の進化経路
も太い実線で示してある。
こうして、非均質モデルの進展によって現代的な星の進化論の姿が見えてきたのである。

図 48

HR 図上における星の進化経路（その 1）

水 素 プ ア ー 核 の 燃 焼 に よ る 進 化 (Oke and
Schwarzschild 1952 [148] )HR 図上における星の進化経路。斜線部は主系
列、巨星、準巨星の分布、左は均質モデルによる進化(ガモフ参照)、主系列から赤色巨星

図 49

HR 図上における星の進化経路（その 2）にのびる 3 本の実線は質量が太陽の 1、2、4

ヘ リ ウ ム 燃 焼 を 加 え た 進 化 （ Sandage and倍の星の進化を示す。それに交わる破線はモ

Schwarzsachild 1952「49」）

デル番号 I, II, …、に対応し下側に星の質

主系列上の数字は星の質量、ヘリウム燃焼の量に対する水素プアーの中心核の質量比を示開始する温度を 1.1 億度と仮定してある。球す。質量 2 の星が 2 本に分かれているが、上状星団の模式的な星の分布を斜線で示してあの曲線はガスの混合作用が十分働く場合で均る。進化時間として主系列から 35 億年までの質モデルに近い場合を示す。

計算が図に示されている。

天文教育 2011 年 9 月号（Vol.23 No.5）星の進化論とＨＲ図表 その 6

3.3

非均質モデルの基づく星と星団の進化－13－(2) 主系列から赤色巨星への進化

星は絶サンデージ（1955）は太平洋天文学協会のえず重力とガス圧+放射圧とのバランスをと広報リーフレットのなかで星団の進化論を次りながら進化する。中心核で水素が消費され、のようにまとめている [150]。そのなかにはヘリウムが蓄積されてくると、中心核が相対1955 年までに得られた成果と、理論の限界と的に重くなる。そのためバランスをとるにはが示されている。

星は膨張しなければならなくなってくる。こ(1) 星団の年齢

散開星団と球状星団を含れが非均質モデルの特色である。ヘリウム核めた星団の色等級図を図 50 に示そう。星団が成長し、星が膨張すると表面温度は低下しの年齢は主系列に並ぶ星の中でもっとも早期赤色に向かうが、表面積が増加するため、星型の星の年齢から推定する。この年齢は折れの光度は次第に高くなる。これが赤色巨星へ

曲がり点年齢（turn-off age）と呼ばれ、現在の進化である。

でも使われている。最も若い星団は O 型星を(3) 星の誕生と最後含むペルセウス座の h +χ 星団で 1 千万年として誕生すると考えられていた。前主系列

以下と見積もられる。ヒヤデスやプレセペ星星という概念はまだなかったし、星形成の過団 は 数 億 年 の年 齢 を 示 し 、 最 も 古 い 星 団 は程も未解明であった。おうし座 T 型星は 1945

M67 で約 50 億年と推定された。この頃、宇年に ジョイ（A. H. Joy）によって、新しい宙膨張から推定された宇宙の年齢は 50 億年型の変光星として発見されていたが[152]、であったから、M67 星団は宇宙初期に誕生しその進化上の位置づけはまだ不明であった。

たと考えられたのである。

一方、エネルギー源の枯渇した赤色巨星の進当時、星は主系列星

化の先もまた不明であった。サンデージは恐
らく短期間で白色矮星へと進化するに違いな
いと想像していたがその道筋は明らかでなかった。
こうして、サンデージは最後に「星の進化に関するわれわれの知識は完成からは程遠い。
しかし、上に述べた、進化論のいくつかの示
唆はこの問題の解決への第一歩となるであろう。」と述べて、非均質モデルによる進化論への自信と、将来への期待を表明している。これが 1955 年頃の到達点だったのである。
第 3 話「星の進化論と HR 図の成立」はこれで終わり、次回から第４話「星と銀河」に
入ります。
文

図 50

散開星団と球状星団を含めた星団の色等級図 [151]献[122] Weaver, H. F. 2000, National Acad.
Sci., Biographical Memories No.78, p.1– 23, National Acad. Press, Robert

天文教育 2011 年 9 月号（Vol.23 No.5）

－14－

■ 連載

恒星天文学の源流【17】Julius Trumpler.（トランプラーの伝記）[123] Trumpler, Robert Julius, 1925, PASP,
37, 307 – 318, Spectral type in open
clusters. (散開星団のＨＲ図と星団の進

the colors and magnitudes in stellar
clusters. XVI.

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Astron. & Astrophys., 2, 165 – 184,

化)[124 ] Cuffey, James, 1941, ApJ, 94, 55 – 69,
The galactic clusters M46, M50 and
NGC 2324.(散開星団の 1940 年代初期のTrumpler, Robert Julius, 1930, Lick

Obs.

Photosensitive detectors. （光学的測光機器の開発）[134] Sandage, A. R 1961, The Hubble
atlas of galaxies, Washington, Carnegie

色等級図)
[125]

■

Bull.,

No.

420,

154

-

Institution.

188,[135] Arp, H. C. 1966, Atlas of Peculiar

Preliminary results on the distances,

Galaxies, California Inst. Technology,

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57 にも掲載されている)[126] Traumpler, R. J. 1931, PASP, 43, 145– 148, Star clusteres: A review.
17,

33

Shapley, H. 1920, Star Clusters,

Chapter 2, McGraw-Hill Book Com.

[127] Ruprecht, J. 1966, Bull. Astron. Inst.
Czechoslovakia,

[136]

–

44,

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The color-magnitude diagram for theglobular cluster M3.
[138] Arp, H. C., Baum, W. A. and Sandage,

開星団の分類)[128] Lightman, A. and Brawer, R. 1990,

A. R. 1952, AJ, 57, 4 – 5, The H-R

Origins, Harvard Uni. Press. (宇宙論研

diagram for the globular cluster

究者へのインタービューでサンデージほand M3か 20 数人を含む)

M92[139] Baum, W. A. 1952, AJ, 57, 222 – 226,

[129] Overbye, Dennis 2010, The N.Y.

Globular clusters I. Photometric andTimes (11 月 17 日付)、Allan Sandage

spectroscopic observations in M3 and
M92

（追悼文）
(http:///www.signallake.com/innovation/Allan_Sandage1926-2010.pdf)[130] Wikipedia[140 ] Weart, S. 1977, Oral History
Transcript – Dr. Martin Schwarzschild,

Allan Sandage （伝記）

Niels

Bohr

Library

andArchives(http://en.wikipedia.org/wiki/Allan_Sa(Weart と DeVokin による 500 ページをndage)

越す詳細なインタービュー、幼少から 65[131] Shapley, H. 1917, ApJ, 45, 118 – 141,歳までの伝記と交友)and(http://www.aip.org/history/ohilist/487

magnitudes in stellar clusters.(球状星

0_1.html, 同 4870_2, 4870_3, 4870_4)

Studies

based

on

the

colors[141] Schwarzschild, M. 1958, Structure

団の初の色等級図)[132] Shapley, H. and Davis, H. N. 1920,
ApJ, 51, 140 - 178, Studies based on

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Uni. Press.

天文教育 2011 年 9 月号（Vol.23 No.5）星の進化論とＨＲ図表 その 6

－15－

Inhomogeneous

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1997)

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II.

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ル受賞献辞）

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models. I Models with a convective core
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1952,

ApJ,

116,

463

–

476,

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＊

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＊

天文教育 2011 年 9 月号（Vol.23 No.5）