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連載 星々の終末の姿【1】 ■―1―星 々 の 終 末 の 姿 【 1】

白色矮星の発見
西村昌能（京都府立洛東高等学校）
1. 矮星とはM 型星には 2 種類の明るさをもつ恒星があ白色矮星とはなんとも奇妙な名前です。こるということを示したのです。矮星とは、現の白色矮星は White dwarf の翻訳で、dwarf在の低温度主系列星のことであったことがわとは「こび と」の こと です。白い 「こびとかります。矮星は「暗い恒星」というほどの星」とは、一体何でしょうか。

意味だったのです。

恒星が giant と dwarf の 2 種類に分類さまた、ラッセルは、B 型星、A 型星をれることを最初に示したのが、HR 図の H

white star としています。Ｂ型星 A 型星をで有名なヘルツスプルング（1905 年，1907

白色星と名付けていたのでした。後にエディ年）でした [1]。この giant は巨星、dwarfントンが White Dwarf という用語をつくりは矮星という日本語に訳されていますが、日ます。つまり、白色矮星という天体は B 型

本語に翻訳した人は誰でしょうか。翻訳の経から A 型星のように高い表面温度をもつが、過は、今話題の dwarf planet の翻訳を考え明るさは K 型、M 型主系列星と同程度の暗るヒントに もなる かも 知れま せん 。さて 、さの天体をいうのです。

HR 図の R であるラッセルによると、この
giant と dwarf の名付け親はヘルツスプルン

2. シリウスＢの発見グだということです[2]。ヘルツスプルング

2.1. シリウスの固有運動の考えでは、矮星とは明るさが太陽の 50 分

1844 年、ベッセル（プロシア、ケーニヒの 1、スペクトル型が K 型と M 型の赤い恒スベルグ天文台）はシリウスの大きな固有運星を指し、一方、巨星とはアークツルスやア動にふらつきを発見しました[4]。普通、固ルデバラン、またシリウスのような A 型星

有運動は直線として観測されるのですが、シと同じくらいの明るさをもつ恒星を指していリウスでは周期的な蛇行運動をしていたのでました。つまり彼はこの２語で、K 型星、す（図 2）。彼は 1755 年のシリウスの赤経（ブラッドレーの観測）を基準にし、約 90

図 1

ヘル ツスプ ルン グ（左）と ラッセル（右）[3]

図 2

シリウスの固有運動[5]天文教育 2007 年 1 月号

―2―

■ 白色矮星の発見 ■年間の自身のものを含めた 12 の観測結果をなったのです。当時彼の仕事を二人の息子が研究に利用したのです。彼は、同時にプロキ助けていました。その一人が A.G.クラーク

オンの赤緯の変化にも同様な現象を発見してです。18.5 インチの硝子材は新工場へ 1861います。

年に到着し研磨が開始され、1862 年 1 月 31

このような固有運動のふらつきは、連星で日、30 歳になったばかりの A.G.クラークはあると理解しやすいです。主星は見えても伴18.5 インチレンズの仕上げテストでシリウ星は見えない、つまり、彼は、両星に不可視スを観察しました。そうしたら、シリウスか伴星があることを示したのでした。

ら離角 10 秒のところに明るさ 8 等の暗い恒

そして 1851 年、ペテルスは、ベッセルの星を見つけたのです。最初、この暗い星像は報告した過去の観測に幾つかのあたらしい観レンズのゴーストではないかと疑い、レンズ測を付け加え軌道計算を行い、公転周期を求を磨き直したといいます。実はこのゴーストめることに成功しました[6]。それは 50.093がシリウス伴星だったのです。彼は、この発年というものでした。続いて 1861 年に、サ見でフランスアカデミーからラランデ賞を授

ッフォードは、この伴星の離角の予報式を作与されています。そして、このシリウス伴星成しました[7]。このように、徐々にシリウの発見の知らせはハーバード大学天文台台長

スの伴星が位置天文学と天体力学から追い込のボンドに送られました[8]。

まれてきたのです。
2.2. シリウス伴星が見えた
さて、アメリカでは当時、元肖像画家で彫ボンドは「シリウスの伴星」という題の短い報告を学会誌に投稿しました[9]。その一部を翻訳します。

刻家でもあった A.クラーク（父）が、40 歳「1 月 31 日の夕刻、シリウスの伴星の発見になったときから、望遠鏡を自作し、ヨーロという興味深い出来事を、クラーク氏がッパの望遠鏡製作者や研究者と交流を始めて18.5 インチ屈折望遠鏡で行った。私は 15 イいました。彼の望遠鏡はたいへん優秀で、2ンチ屈折望遠鏡 でその 伴星を観測する こと重星をどんどん分解していったのです。これができ、次のように要素を求めた。1862 年が当時イギリスで活躍していたドーズの目に2 月 10 日とまりました。ドーズは彼を英国の著名な天10″37±0″2。星像が落ち着いていたとき文学者たちに引き合わせました。そして、ドは、伴星ははっ きり見 えていた。しか し、ーズはクラークの望遠鏡でたくさんの優れたシリウスが低高 度であ ったため、大気 の擾観測を行いました。そのことが世界中に知れ乱を受けること がしば しばで、しっか り観わたり、クラークはたくさんの注文を受ける

測できる時間は 少なか った。特に離角 につことになりました。

いての再観測は 、まち がいの可能性は ない

位置角 85°15′±1°1、離角

その中にミシシッピー大学のバーナードかのだが、実施す べきで あると考えてい る。

らの発注がありました。ハーバード大学のもこの発見は、新 しい屈 折望遠鏡の優秀 さをのより 3.5 インチも大きい口径 18.5 インチ示す証明書でもあったのだ。（後略）」（45cm）の屈折望遠鏡です。1860 年のこと

このとき、不可視伴星が人類の前に現れたのでした。このころ、クラークは手狭になったでした。

古い工場を売り払い、マサチューセッツに大なお、1896 年にはアメリカのリック天文きな工場を立ち上げようとしていたのでした。 台のセベルレは、プロキオンにもたいへん暗
この新工場は、アメリカ最初の望遠鏡会社にVol.19 No.1い伴星があることを発見しています。

■連載 星々の終末の姿【1】 ■―3―

2.3. シリウス伴星の分光観測
1915 年、アダムスは、クラークの発見したシリウス伴星のスペクトル撮影に成功しました[10]。ウイルソン山天文台の 60 インチ望遠鏡を用い、２年がかりで撮影したものです。シリウス主星からの光条を避けるのにたいへん苦労したために長い時間がかかりました。この光条は副鏡の支持金具の回折が原因でした。このようなシリウスからの散乱光と光条を避けるため、露光中は主星を黒い金属スクリーンで覆い、伴星の光をスクリーンに

図3

アダムス（左）とキャンベル（右）[3]

開けた窓から分光器に通したのです。10 月
18 日はシーイングが良く、うまく撮影できものであるか、わかっていませんでした。Mました。彼の結果は、伴星の線スペクトルは型巨星から収縮して温度が上がり、早期型巨主星と似ていて A0 型だということでしたが、 星（現在の B 型 A 型主系列星）になる、そ伴星の連続スペクトルは紫領域で明るさを落の後冷却して M 型主系列星に進化していくとしているように見えたということです。というのが一般に受け入れられていた考えだ

1920 年、キャンベルは、2 星のスペクトル型が等しいということは、この両星の単位ったのです。
2.4. 高密度星白色矮星の重力赤方変位

表面積あたりの絶対光度が等しいことを意味

一方、1924 年、世界的な天体物理学者でする、そのことは恒星の有効温度が等しいこあったケンブリッジ大学のエディントン卿は、とと同じ意味だと指摘しました[11]。さらに、 連星の公転周期を利用するとそれらの質量が彼はこのことをシリウスに当てはめて、主星わかること から 、 恒星 の質量と光 度の関係

は伴星の 1 万倍以上の明るさをもち、そし（質量光度関係）を見つけました。彼はこのて両星が同じ表面温度だとすると主星の表面論文中で白色矮星（white dwarf）という言

積は伴星の 1 万倍となり、これを半径に直葉を初めて用います[12]。

すと 100 倍、体積にすると 100 万倍になる「 シ リ ウ ス と エ リ ダ ヌ ス 座 O2 星 （ 40 番

ことや、伴星は太陽質量、主星は 2 太陽質星）の白色矮星 は質量 光度関係の比較 には量をもつことから、伴星の密度は主星の 50使用しなかった 。なか なか難しい問題 を も万倍にもなることを指摘しました。そして、っているからだ。

次のような驚きを隠しませんでした。「主星シリウス伴星のスペクトルは F0 型で、温は巨星（当時の考え）、伴星は矮星だが、質度に直すと 8000°である。絶対等級は 11.3

量はどちらも平均的なものである、主星と伴等であるから、半径は 1 万 9600km となる。

B 型の巨星から M天王星より小さい。質量は太陽の 0.75 から型の矮星に進化すると考えられているが、M0.95 倍の間だから、0.85 太陽質量とみなし型星から A 型星に進化するのか？

それとた。そうすると比重は水の 5 万 3000 倍となも M 型星が B 型星へ進化したあと、逆行しる。ここに到達 した観 点からすれば、 このて A 型星になるのか？」

密度は不合理な もので はない。証拠が 十分星は同じ年齢なのか？

当時はまだ、恒星進化の道筋がどのようなならば、異議な く受け 入れなくてはな らな

天文教育 2007 年 1 月号

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■ 白色矮星の発見 ■い だ ろう 。 別の 可能 性の あ る話 と して 、 M型星くらいの低 温なら ば、熟練な観測 者でもＦ型星のスペ クトル の主な特徴に見 間違えるかも知れない。この二者択一の議論は、十分検討されなければならないだろう。というのは、 他の著 者が指摘するよ うにこの高密度が正しければ、20km/s ものスペクトルのアイン シュタ インシフトが観 測される、これが問題の解決になるだろう。」

事実、1925 年にアダムスは、100 インチ

図4エディントン[3]望遠鏡に単一プリズム分光器をカセグレン焦点に取り付け、40 分乾板に露光するというその中で、重力の強い天体から出る光の波長分光観測を 行いま した 。スペクト ルには 、は、質量に応じたスペクトルの赤方変位（重MgII 4481Å線のような主星で強く見える線力赤方変位）を示すことを予言しました。ア

もかすかにしか見えませんでした。輝線も水ダムスが発見したシリウス伴星のスペクトル素のバルマー線もかすかでした。短波長域で線の赤方変位量は、白色矮星の物理量の確定は、主星の光が強いため伴星のスペクトルがとともに一般相対性理論の証明にもなったの確認できませんでしたが、長波長側の連続スです。

ペクトルは主星と違って F 型に見えました。
そのことが結果として、主星のスペクトルと3. HR図とエリダヌス座40番星Bの発見

伴星のスペクトルとをある波長域で区別する

前述したラッセルは、視差の分かった恒星ことを可能にしたのです。連続スペクトルのでいわゆる HR 図を作成しました。彼は絶観察で、「F0 型である」というのは不確かな対等級をカプタインの定義した年周視差結論であること、弱い線スペクトルは天体の0.1″の恒星の等級としました。ちなみにヘ高温度を示すことが分かりました。

ルツスプルングは年周視差 1″の距離の恒星視線速度の測定は、Hβ、Hγ（水素のバの等級を絶対等級としています。

ルマー系列の 2 番目と 3 番目の線スペクト

ラッセルの HR 図は、現在私たちがよくル）と、中性や一回電離した鉄、珪素、チタ目にするタイプのもので、HR 図のことをラン、マグネシウムの金属線スペクトルで行わッセル図ともいいます。ラッセルが 1914 年れました。主星の散乱光の影響などを見込んに書いた HR 図には現在の白色矮星の位置で、視線速度は＋21km/s、つまり 4500Åでに一つの恒星がプロットされています。この0.32Åの波長のずれが求まりました。これは、 星がエリダヌス座 O2 の伴星（O2 とも 40 番エディントンの重力による波長のずれの計算星とも書きます）だったのです。と大変よく合っていました[13]。この値から、この論文の中でラッセルは「この図（HR伴星のスペクトル型を F0 とすれば半径は 2図）を見ればいろいろな事がわかる。白色星万 4000km、比重は水の 3 万倍、A5 とすれ（B 型星、A 型星）は太陽より明るい。また、

ば 1 万 8000km、6 万 4000 倍となりました。 たいへんくらい星々（たとえば太陽の明るさ
1915 年から 1916 年にかけて、アインシの 50 分の 1 以下）はＫ型星、Ｍ型星の赤色

ュタインは一般相対性理論を発表しました。

星である。これらの星々はスペクトル型ごと

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連載 星々の終末の姿【1】 ■―5―

ラッセルからこの星が A 型星であるという話を聞いています[15]。アダムスは 1914 年にこの星のスペクトルを測定し A0 型とし、その絶対等級を 10.3 等としました。このことは，ラッセルの書いた HR 図でエリダヌス 40 番星の位置が正しいということを意味します[17]。
1921 年、リンドブラッドはエリダヌス座40 番星 B のスペクトルの撮影をしてこの星のスペクトル型を B9 と決めました[18]。彼の論文によると、「水素のバルマー線輪郭を見るとウイングがたいへん発達している。高次バルマー系列は見えていない。」
図 5

ラッセルの HR 図[14]。左下の白色矮星の位置にある恒星がエリダヌス座 40 番星 B（＝O2B＝O2B）。

このことを現代的に解釈すると、エリダヌス座 40 番星 B の表面重力はたいへん大きく、光球中にある水素原子核のまわりを回っている電子と他の原子核や電子の距離が短い、つに下限がある。ただ一つの例外はエリダヌスまり、たいへん密度が大きいということを示座 O2 の伴星である。この星の年周視差や等します。しかし、このスペクトル線の特徴が、級は間違っていないが、A0 というスペクト白色矮星の高重力を示すことがわかるのはも

ル型は主星 （Ｋ型 星） の明るさの ため怪しうあと少し先のことでした。

い。」と主系列星の説明のところでエリダヌ
ス座 40 番星（O2 星）についてたいへん不確かだと記述しています[15]。そのため、エリダヌス座 40 番星の伴星がラッセルに詳しく検討されることはなかったのです。
この星に ついて の一 番初めの出 来事は 、4. 天体物理学の世界へ
このように観測された白色矮星内部の物理状態を研究した論文も現れはじめます。
エディン トン卿 は、 名著「恒星 の内部構造」で次の問を発しています[19]。

1910 年にラッセルがハーバード大学を訪問「私が知る限り 、物質 をぎゅっと押し 詰めしたときに始まります。彼が年周視差を測定るには、物質を 電離さ せるのに十分以 上のしていた星のスペクトルを調べてくれるよう温度である場合 におい て可能である。 恒星にピッカリング教授に頼んだとき、好奇心かが冷却し、通常 固体に 結びついた正常 な密らエリダヌス座 40 番星の伴星のスペクトル度に回復すると き、そ れは膨張し重力 に対について聞いたのでした。この 1 時間前、して仕事をしな ければ ならない。恒星 は冷フレミング夫人は、この星が A 型星である却するためにエ ネルギ ーが必要だろう 。凝ことを記録していて、すぐにこの星のスペク固中のシリウス の伴星 は、その半径を 少なトル型がわかりました。ラッセルもピッカリ

くとも 10 倍膨張させなければならないだろ

ングもこのときすぐに、エリダヌス座 40 番う（つまり失った重力エネルギーΩの 90％星の伴星がおかしいと気づき、当惑していたが置き換わらなければならないのだ）。電離のです[16]。ヘルツスプルングも 1913 年に、エネルギーを含 め、熱 エネルギーは収 支に

天文教育 2007 年 1 月号

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■ 白色矮星の発見 ■不足が生じない ように Ωより少ない必 要がある。我々には、恒星が逆に 90％以上も保持するという十 分な見 通しを保証でき そうもない。亜原子 （電子 や陽子）的エネ ルギ[2]Russell, H. N., 1913, The Observatory ,36 No464, 324.
[3] http://www.phys-astro.sonoma.edu/
BruceMedalists/

ーの供給が究極 的に弱 まるとき、恒星 は注[4]Bessel, F. W., 1844, MNRAS, 6, 136.

意を要する状況 になる ように思える。 放熱[5]O. ス ト ゥ ル ベ 、 V. ゼ バ ー グ ス （ 小 尾 信

し続けるが、冷 却する に十分なエネル ギー彌・山本敦子訳），1965，『20 世紀の天文をもたない物体 を想像 したまえ！

学2

こ れは重要な問題で実 際どう なっているのか 奇抜な議論をたくさんしても良いだろう。」

星の世界』，p80，白揚社．

[6]Peters, C. A. F., 1851, AstronomischeNachrichiten , 32, 1.

この問に応じたかのように、ファウラーは[7]Safford, T. H., 1862, MNRAS, 22, 145.

1926 年に、ほんの数か月前フェルミが公表[8]King, H. C., 1979, "The History Of The

した量子統計力学でいうところのフェルミ・Telescope", pp255-257. Dover Pub., Inc.

ディラックの統計理論を用いて、白色矮星は[9]Bond, G., 1862, Astronomische Nach-縮退電子ガスの星であること示しました[20]。
1931 年、インドからイギリスのエディン

richiten, 57, 131.
[10]Adams, W. S., 1915, PASP, 27, 236.

トンの元へ留学の旅の途中であったチャンド[11]Campbell, W. W., 1920, PASP, 32, 199.

ラセカールは、「理想白色矮星の最大質量」[12]Eddington, A. S., 1924, MNRAS, 84,という短い論文を書き、白色矮星の質量限界（チャンドラセカール・リミット）を見つけました[21]。彼が 21 歳の時でした。

308.
[13]Adams, W. S., 1925, The Observatory ,48 No618, 337.
[14] O.ストゥルベ、V.ゼバーグス，前掲書[5] p25[15]Russell, H. N., 1914, Popular Astron-omy, 22, 286.
[16]Hearnshaw J. B.,1986, "The analysis ofstarlight, one hundred and fifty years ofastronomical spectroscopy", pp352-360.
Cambridge University Press.
[17]Adams, W. S., 1914, PASP, 26, 198.
図6[18]Lindbald, B., 1922, ApJ, 55, 85.

チャンドラセカール[19]Eddington, A. S., 1926, "The internal

これらの研究を通じて白色矮星の物語は観測から天体物理学へと舞台を移していったの

constitution of the stars"(2nd. ed. 1986),
p170. Cambridge University Press.
[20]Fowlar, R. H., 1926, MNRAS, 87, 114.

です。

[21]Chandrasekhar, S., 1931, ApJ, 74, 81.
引用文献[1] た と え ば

Hertzsprung,E.,

1907,

Astronomische Nachrichten , 176, 49．
Vol.19 No.1

西村昌能（京都府立洛東高等学校）