研 究 会・学 会 スケジュール

編 集だより

第19回名古屋大学理学懇話会「多くなると何かが変わる—多数の電子の多様な機能—」

して自分の考えているのとはまったく別の方向から突然やって

名古屋大学理学部･大学院理学研究科広報誌［理フィロソフィア］
spring _ summer 201018

2010年は「理philosophia」発刊10年目にあたる。
「仕事はえて（土）
開 催 日 ： 2010年6月26日
開 催 場 所 ： 名古屋大学野依記念学術交流館カンファレンスホール
主催 ： 名古屋大学理学部・大学院理学研究科広報委員会
講 演 者 ： 寺崎一郎 理学研究科 教授
紺谷 浩 理学研究科 准教授
問い合わせ ： 名古屋大学理学部庶務掛
kouhou＠sci.nagoya-u.ac.jp ／ 052-789-2394
http://www.sci.nagoya-u.ac.jp/kouhou/

くる」。
これは広告や編集の仕事をやってきてしばしば感じていたことだが、それにしても「国立大学の理学部の広報誌」というのは予想外だった。2001年6月に最初の打ち合わせをもった。
「理学部の広報誌」といっても参考にすべきものがないため、
具体※懇話会終了後、「高校生のためのサイエンスカフェ in 名大」を開催。

第10回名古屋国際数学コンファレンス 代数群と量子群の表現論 '10

的なページの企画をたくさん出し合い、それを組み合わせて全体を構築するようにした。
「とにかく1号つくってみよう」という雰囲気ではじまった。
それから10年。今号の座談会のページに掲載されRepresentation Theory of Algebraic Groups and Quantum Groups '10

たバックナンバーの表紙をながめれば感慨もひとしおである ―。

開 催 日 ： 2010年8月2日（月）～ 6日（金）
開 催 場 所 ： 名古屋大学理学部1号館509号室
主催 ： 名古屋大学大学院多元数理科学研究科
問い合わせ ： 庄司俊明 多元数理科学研究科 教授
shoji@math.nagoya-u.ac.jp ／ 052-789-5605

企画の検討、原稿の整理、見出しやリード文の作成など、創刊号

挨拶がおくれましたが、私は、下にある編集協力者として、から編集のお手伝いをしてきた学外スタッフです。今回の座談会
での「編集者の顔がみえたほうがよい」というご意見に背中をおされて思い出話をつらねてしまいました。原稿の記述をめぐる

第10回国際ナノテクノロジー会議

10th International Conference on Nanotechnology

激しいやりとり、企画や原稿の差し替え、
はては原稿引き上げの開 催 日 ： 2010年8月17日（火）～ 20日（金）
開 催 場 所 ：ソウル
（韓国）
主催 ： 国際ナノテクノロジー運営委員会
問い合わせ ： 篠原久典 理学研究科 教授
noris@nagoya-u.jp ／ 052-789-2482

危機など、
いろいろあった10年。
「研究者は頑固である」というのが、失礼ながら今の実感です。
そうした熱気が読者にも伝われば幸いです。
引き続きのご愛読をお願いいたします。
（久野高義）

第19回公開セミナー「天文学の最前線」

表紙説明

開 催 日 ： 2010年8月18日（水）～ 20日（金）
開 催 場 所 ： 名古屋大学・名古屋市科学館
主
催 ： 名古屋大学大学院理学研究科・名古屋市科学館
問い合わせ ： 杉山 直 理学研究科 教授
naoshi@a.phys.nagoya-u.ac.jp

赤外線衛星「あかり」によって観測されたはくちょう座 領 域の宇 宙。青 色は波 長9μmの赤 外 線を、
赤色は波長18μmの赤外線をとらえたもの。
赤色はダスト、青色はPAHとよばれる巨大な有機分子であることがわかってきた。赤外線でしか見えない

第21回基礎有機化学討論会
開 催 日 ： 2010年9月9日（木）～ 11日（土）
開 催 場 所 ： 名古屋大学豊田講堂・野依記念学術交流館ほか
主
催 ： 基礎有機化学討論会組織委員会
問い合わせ ： 山口茂弘 理学研究科 教授
yamaguchi.shigehiro@b.mbox.nagoya-u.ac.jp ／ 052-789-5019

日本植物学会第74回大会

宇宙の姿がここにはある。

No .18

広報委員

開 催 日 ： 2010年9月9日（木）～ 11日（土）
開 催 場 所 ： 中部大学
（春日井市）
主催 ：日本植物学会第74回大会開催実行委員会
問い合わせ ： 町田泰則 理学研究科 教授
yas@bio.nagoya-u.ac.jp ／ 052-789-2502

篠原久典（副研究科長）
松本邦弘（評議員）
佐藤周友（数理学科）
福井康雄（物理学科）※委員長
飯嶋

組織図
大学院研究科（専攻名）
多元数理科学研究科
数理学科

多元数理科学専攻
理学研究科

物理学科

大木靖弘（化学科）
杉山 伸（生命理学科）
瀧口金吾（生命理学科）

関連施設等
附属南半球宇宙観測研究センター

川邊岩夫（地球惑星科学科）

附属タウ・レプトン物理研究センター

伊藤正彦（事務長）

太陽地球環境研究所

素粒子宇宙物理学専攻

エコトピア科学研究所

化学科

物質理学専攻物質科学国際研究センター

生命理学科

生命理学専攻附属臨海実験所

編集発行

本誌の原稿執筆や取材などにご協力いただける方を求めています。
広報委員会までご連絡ください。

遺伝子実験施設
環境学研究科
地球環境科学専攻

名古屋大学理学部・大学院理学研究科広報委員会〒464 -8602 名古屋市千種区不老町
ご意見、ご感想をお待ちしています。

附属構造生物学研究センター

地球惑星科学科

徹（物理学科）

岡本祐幸（物理学科）

理学部・理学研究科・多元数理科学研究科・環境学研究科（地球環境科学専攻）
理学部（学科名）

國枝秀世（研究科長）

spring _ summer 20102010年05月20日発行

なお、
ご投稿などの採否については当委員会にお任せください。
次号は2010年10月頃発行の予定です。

生物機能開発利用研究センター
附属地震火山・防災研究センター

事務部

年代測定総合研究センター

技術部

地球水循環研究センター

・本誌記事、写真等の無断複写、転載を禁じます。

「星 雲の宇 宙をめぐる」

04 _ 星と惑星、誕生の秘密◇犬塚修一郎
08 _ あかり衛星の見た宇宙◇金田英宏
02 _ 時を語るもの〈下村 脩 博士〉◇江口昇次
03 _ 理のエッセイ◇木股文昭
12 _ 特別座談会「理philosophia」を考える

株式会社電通株式会社コミニケ
株式会社ティ・エム・シー

制作
編集協力
デザイン

博物館

特集

I S S N 1884 _ 8486

時を語るもの◎ 理のエッセイイ

下 村脩博士 ＿現 在を記 録 すること
木股文昭

ノーベル賞の前章となった
ウミホタルルシフェリンの抽出

しもむら

下村

附 属 地 震 火山・防 災 研 究センター教 授

おさむ

脩（1928 _）元名古屋大学理学部助教授（1963 _ 1965）
ウッズホール海 洋 生 物 学 研 究 所 特 別 上 席
研究員（2008 _ ）名古屋大学特別教授（2009 _ ）文化勲章（2008）、
ノーベル化学賞（2008）

Illustration: Miho Nakagawa

近い将来に発生する「東海地震」、
その予測で1つの鍵を握るのは前回の巨大地震、1944年東南海地震の研究である。
その東南海地震が西南日本を襲った時、日本発の地震学も50年が経過し、帝国大の地震学講座は三代目の教授、関東震災を予知した今村明恒だった。彼は地震の前に◇写真の説明下村博士の自著「Bioluminescence: chemical
principles and methods」に掲載された、特製ソックスレー装置の概念図。当時入手可能な水素ガス中の不純物である酸素を、赤熱銅
片 管と濃 硫 酸を通 すことで除く工 夫がなされている。
これによって、精製乾燥した微減
圧 水 素ガス中で何 時 間もメタノールによる
連 続 抽 出ができる。この装 置によって乾 燥
ウミホタルからルシフェリンが抽出され、ウミ
ホタルルシフェリン結晶がはじめて単離された。
その後冷凍保存したウミホタル、ステンレス製
ソックスレー管、アルゴンガスなどの使用によりルシフェリン抽 出 収 率は1 0 倍に向 上した。
写真は左から「Bioluminescence」の表紙、
ウミホタルルシフェリンの精 製 実 験を行っている1 9 5 6 年 3月頃の下 村 博 士（ 左 ）と当時＊2平田研究室の助手であった後藤俊夫 博士、下はウミホタルルシフェリンの結晶写真。

西日本の太平洋沿岸を巨大地震が頻繁に襲うことを知る。すでに1855年の安政東海地震から80年が経過する。彼は地震の先行現象をつかむため、自前で紀伊半島などに観測を始める。その1つが地震発生した1944年12月7日の掛川での水準測量だった。
しかし、「本土決戦」が叫ばれ、測候所の記録紙も底をつき、地震観測が続けられない事態。彼の観測も中断に追い込まれていた。地震学は貴重な機会を失った。
2004年12月、スマトラ沖で超巨大地震が発生し、未曾有の犠牲者をもたらした。超巨大
地震は地球規模でも発生頻度は極めて低い。20世紀でも1964年チリ地震など4回に過ぎない。
日本周辺では1707年宝永南海地震以降、発生していない。
スマトラ沖超巨大地震は、巨大災害に対する人の悲しさと地震研究者の虚しさを感じさせた。同時に、超巨大地震発生を迎えた研究者としての責務を感じた。
データのない
東南海地震への私たちの嘆きと同じものを、次の世代の研究者に味わわせてはいけない。
地震発生前のデータは皆無に近かった。
しかし、超巨大地震ゆえ、断層運動が瞬時に終焉するハズがない。私たちは、
津波から1カ月後、最大の被災地スマトラのアチェに入る。
社会科学の研究者も、インドネシアの研究者も、院生も含めた調査研究チームだった。

下村脩博士は半世紀にわたる生物発光研究によってそのウミホタルから2ミリグラムの精製ルシフェリンを得た。そこから

それから5年、
私たちは年に数回アチェを訪れ、GPS観測を続ける。
バンダアチェは地震

化 学 、生 化 学 、分 子 生 物 学を開 拓された。その出発 点はさらに結晶化を試みたが失敗の連続であった。1956年2月、時に3メートルも海溝側にせり出した。地震後もせり出しは続く。今や1メートルを上回る。

名古屋大学理学部平田義正＊1 博士の研究室の研究生と成分分析の目的で塩酸を加えて帰宅し、翌朝に微量の赤色

20メートルの滑りが推定されたプレート境界では今も滑りがゆっくりと続く。超巨大地震がして開始したウミホタル発光成分の研究にあった。1955年、針状晶を見つけた。
これが目的のルシフェリン結晶であった。

いかに終焉し、次の地震発生準備過程に移行するのだろうか。
地殻の破壊現象をきちんと研究生となった初日に平田博士は、
ウミホタルの青い光の発光

生物発光研究の一里塚となったこの成果は国内外で話題と追跡する。現代を生きる研究者の責務として、現在の記録を次の世代に確実に贈りたい。

成分であるルシフェリン（基質）とルシフェラーゼ（酵素）のうち、なった。1960年名古屋大学で博士号を取得した下村博士は、構造決定をするためにルシフェリンを抽出して結晶にしてほしい

同年プリンストン大学から博士研究員に招聘され、オワンクラゲと、
下村博士に話した。
ルシフェリンは空気中では酸化分解してなど各種生物発光研究に勇往邁進した。下村博士がオワン

しまい、
アメリカのプリンストン大学では長年ルシフェリンの精製

クラゲの発光成分研究の副産として緑色光タンパク質GFPをを研究してきたが、まだ成功していなかった。下村博士は自ら発見したのは、
それから2年後、1962年のことであった。2008年、設計した特製ソックスレー装置を使用して、昼夜通して抽出

下村博士はGFPの発見によりノーベル化学賞を受賞した。

実験を行った。試行錯誤の末、5日かけて500グラムの乾燥（江口昇次

02 時 を 語 るもの

名古屋大学名誉教授）＊1 平田義正（1915 _ 2000）
元名古屋大学理学部教授（本誌5号P. 2 、16号P.4参照）＊2 後藤俊夫（1929 _ 1990）
元名古屋大学農学部教授

Fumiaki Kimata

1948年岐阜県生まれ。名古屋大学理学部犬山地殻変動観測所に教務員で就職。2006年より
現職。
アラスカ、
カムチャッカ、
サハリン、
台湾、
フィリピン、
インドネシアのプレート沈み込み帯で地震と火山の研究に取り組む。
これまで途上国から10名の留学生、20名のJICA研修生を迎える。

No.18 spring _ summer 201003

特集_星 雲の宇 宙をめぐる

星雲の宇 宙をめぐる
星は、重力によってガスとダストがかたまって生まれる。
日本が誇る赤外線衛星「あかり」は、星が生まれる現場をとらえた。
ダストに隠された場所で、私たちの太陽と地球も生まれた。
太陽系の生まれた46億年前に思いをはせて、星雲の宇宙をめぐる。
（2009 年10月24日、第18回理学懇話会より）星と惑 星 、誕 生の秘 密
犬塚 修 一 郎 素粒 子宇宙物理学専攻教授
星誕生に関わる2つの問題
宇宙の基本的な構成要素は銀河です。宇宙

地球上の私たちにとっては極めて薄いガスですは銀河でできていて、銀河は星でできています。

が、宇宙にあっては非常に濃いガスです。星はそれらはどのような関係にあるのでしょうか。

この分子雲のなかで生まれます。

渦巻銀河の一部を拡大すると星がたくさん存されて物質は速くまわります。
アイススケートのスピンを思い浮かべてください。
スピンしている状態で手を体に近づけたり星が生まれるのは簡単なことではありません。

上げたりするとスピンは速くなります。あれは角ありますが、
実は非常に冷たい「分子雲」が存在

重力でガスが集まって星はつくられますが、単純に運動量が保存され、サイズが小さくなると回転がしています。銀河にはいろいろな温度の星雲がガスの圧力よりも重力のほうが強ければ必ず星

速くなることを表しています。
この物理法則はありますが、分子雲はそのなかでも、絶対温度になるかというと、
そう単純ではありません。星が宇宙でも成り立ちます。速くなると、速さに起因

10度、摂氏－260℃ぐらいのとても冷たい星雲で生まれるためには「角運動量問題」と「磁束問題」

した「遠心力」が重力よりも大きくなってしまいす。冷たいために、密度が高くても圧力はそれほという2つの問題を乗り越えなければなりません。

ます。
そうすると、重力の力で縮むことはできない

ど高くありません。
ですから、非常に小さく集まり、

宇宙において物質はほんのわずかですが回ため、星はできません。
これが角運 動 量 問 題

密度が濃い状態で存在しています。濃い密度と転しています。分子雲のなかの物質も回転運動です。星ができるためには遠心力に対抗してをしています。収縮することにより角運動量は保縮む方法が必要です。

3

いっても1cm あたり1000個～1万個ですから、

図2

Shu-ichiro Inutsuka

1966年生まれ。1994東京大学大学院理学系研究科修了。博士（理学）取得。国立天文台助手、
京都大学大学院理学研究科助教授を経て、2009年より現職。専門は星や惑星などの天体形成論。磁気流体
力学、
輻射流体力学、相対論的流体力学などの数値計算手法の開発にも取り組んでいる。

惑星形成のシナリオ

磁束問題には紙幅の関係でふれませんが、
分子流

ジェット

第一コア

原始星

こうした問題があることをわかっていただいた

ときに、角運 動 量もいっしょに運ばれるため、これで星ができましたが、星ができただけではるということです。以下ではまず、
その惑星形成上で星形成のプロセスについてシミュレーション

真ん中の部分は回転が弱くなります。
その効果

我々の住処は得られません。
夜見える星は太陽ののプロセスを、古典的なシナリオに従って説明ししてみましょう。
まず分子雲が重力によって収縮で遠心力に邪魔されずに真ん中の物質は重力ような星、「恒星」です。
恒星はプラズマのガスの塊

ます（図2）。
まず、ガスの円盤ができます。次に、することによって、分子雲コアとよばれる天体がでによって収 縮できます。収 縮を邪 魔する力はです。
これらの天体には地面はありません。我々

ガスの円盤が重元素を集め、集められた重元素

きます。次にそのなかに原始星ができます。そこ

遠心力ですが、遠心力の源である角運動量、のような生物が住むためには陸地もしくは海がは赤道面、
ガス円盤の中心面部分に落ちていくから激しいガスの流れが生じます。実は1つの星

つまり回転する成分を外側に飛び出していく必要です。
そのような天体を「惑星」とよびます。

と仮定します。重元素を「ダスト成分」とよびまができるときには、
まず、第一コアとよばれる大きな物質が運んで行ってくれるので真ん中の物質は星が形成される際に、角運動量をもつ物質がす。
ダストは宇宙に浮かぶ塵の粒子です。重元

サイズの天体ができて、その中心で原始星とよば収縮できます。収縮して密度が高くなっていくの

円盤をつくります。
円盤は宇宙にあまねく存在する素のかなりの部分は固体成分として宇宙に存れる生まれたての星ができます。
この第一コアとですが、無限に収縮するわけではなくて太陽ぐら

物質と同じ成分、
つまり、水素とヘリウムが主成分

在し、炭素、
シリコン、酸素等でできています。

原始星は入れ子状になっています（図１）。

いの密度になると収縮は止まります。
なぜならば、です。
我々の地球上に水素とヘリウムはあまり多くそのような固体成分が円盤の赤道面に沈殿す

圧力が十分に強くなって重力に対抗するようになありません。地球の表面を構成している物質はると仮定します。
その後、ダストは「重力不安定

ガスが収縮する前の分子雲コアは回転してv~5 km/s

図1v~50 km/s

原始星の形成過程

分子雲コアとよばれる低温ガス雲が自己重力で収縮し、原始星が形成される磁気流体力学的数値シミュレーションの結果を表している。初期の大きさは数万AU（～1017cm）程度もあり、最終的に形成される原始星の大きさは太陽半径程度（～1011cm）である。左図は最初にできた第一コアとよばれる天体であり、そのまわりからは両極方向に分子流とよばれる高速の分子ガスの流れが放出される。右図は第一コアのなかで原始星が形成される様子を表し、
光学ジェットとよばれる可視光でも観測されるジェット状の高速ガスが両極方向に放出される。AUは天文学で用いる距離の単位、1AUは地球と太陽との平均的な距離を表す。

04 特 集 ＿ 星 雲 の 宇 宙 をめぐる古典的な惑星形成シナリオ

標準的な惑星形成論では、生まれたての星のまわりに形成される
原始惑星系円盤のなかで重元素成分が主体の塵粒子が円盤中心面に沈殿し、
その沈殿面が重力不安定性により分裂して、微惑星とよばれる微小天体が形成されると仮定している。
この微惑星はその後、長い時間をかけて衝突・合体を繰り返し、原始惑星へと成長する。大きな原始惑星はまわりのガスを重力的に引きつけてさらに大きくなり、
ガス惑星になると想定している。最終的には円盤のガス成分は何らかのメカニズムで消失して、惑星系が残るとしている。

3

います。
そのため、第一コアや原始星も回転してるからです。
その密度はだいたい1g/cm です。

シリコンや酸素です。地球の中心部には鉄など性」という物理現象によってサイズ1km程度のいます。
ガスはわずかにプラズマ状態ですから

我々が普段接し水の重さが1cm3 で1gですから、の金属もたくさんあります。水素やヘリウムはあま

大きな石の塊である「微惑星」に変化します。

磁力線を振りまわします。
すると、磁力線に沿って、ている物質に近い密度です。太陽全体の平均

りありません。惑星は水素やヘリウムなどの軽い

これを「重力的な分裂」といいます。

上下に物質が出ていきます。つまり、第一コアや密度もほぼ同じ値です。最初の分子雲の密度は元素ではなくて、重元素からできていますが、宇

3－20

その後、微惑星同士が長時間かけて衝突し、原始星の表面から磁場の力で高速のガス流がグラムに直すと101cm あたり1万個で、3宙にある物質のうち重元素の占める割合は、実合体・成長を繰り返し、地球のような原始惑星に

2つの方向（北極と南極の方向）に放出されます。

です。
ですから、20桁ぐらい密度が上がって星がは1％程度です。我々の住む地球は宇宙に存在なったり、地球より大きい惑星になったりします。

ここで重要なことは磁力線で物質を噴き出したできることになります。

している1％の物質を何とか集めてつくられてい地球の10倍程度の大きさの惑星になると、重力g/cm

No.18 spring _ summer 201005

特集_星 雲の宇 宙をめぐる新しい展開
実は、系外惑星の形成過程が説明できるのほぼ同時に発表された3つの論文は大きな

これまで1個の星形成のお話をしてきましたが、形成された固体惑星のうち、
首尾良く大きく成長

かということだけではなく、我々の太陽系の形成問題を提起していました。
それは発見された3つ星間ガスの理論計算をしてくると、同じ場所に星したものがまわりのガスを引き寄せて固体コアのを説明する古典的シナリオにも2つの大きな問題の惑星が「中心星からの距離がとても遠い」
ことが1個だけできるのではなくて2、3、4個とできるある木星型惑星になります。
この場合をシナリオ1があります。1つは、先ほどから強調している重元でした。
たとえばフォーマルハウトは中心星からのことがわかってきました。
こういう天体を「連星」とよびましょう。

素、ダスト、塵の成分が赤道面に沈殿するという距離が約100AUです。
これは地球から太陽までといいます。太陽は連星ではありません。
しかし最後に残った天体だけを考えれば、
シナリオ1

物理過程が、
そもそも困難なことです。重元素がの距離の100倍のところに惑星があることになり

太陽以外の星の多くは連星で、互いにくるくる

は標準惑星形成理論とそっくりに思われるかもし

少しでも沈殿するとそこには乱流が発生してしまます。
ここで問題になるのは、先ほどの標準惑星

まわっていることがわかっています。

れません。
しかし最初にできた大天体が微惑星

います。
最近では、
沈殿する以前から乱流は発生形成理論では惑星形成にものすごく時間がかか

図3右下の星形成過程の計算例では、
原始星形成を手助けするという意味で重要な役割をしていると考えられており、乱流状態ではダストるということです。惑星形成にはいろいろ重要なのまわりに2個の巨大惑星らしいものが生まれて果たすため、
シナリオ1は標準惑星形成理論とはは沈殿できません。沈殿ができないと微惑星も物理的プロセスがありますが、この時間スケールいます。
中心星からの距離は、およそ5AUです。

決定的に違います。

できません。
このことがわかってきたのはついの多くは回転の時間スケールに比例しています。

もし、このような大きな惑星が中心星の近くに生ま

それに対して、最初に形成される巨大惑星の最近のことです。

1AUでは、地球が1年で1回転していますかられると、惑星形成にも新たな可能性がでてきます。

少なくとも1つが何らかの理由で中心星の中に問題はこれだけではありません。10歩譲って回転のタイムスケールは1年です。100AUでは、第一の可能性は、初期に巨大惑星が生まれ、落下しなかった場合の進化をシナリオ2とよびま

もらって何らかの方法で沈殿でき、原始惑星がケプラーの法則によって1000年です。
つまり1000倍

その外側に微惑星が集積して地球型惑星がいしょう。
たとえば巨大惑星が、（ 木星の軌道半径できたとしても、
それらは中心星に落下してしまいの時間がかかります。1回転するだけでも1000年

くつか生まれるが、最初にできた巨大惑星はまわである）5AUのあたりに生まれ、その内外に微惑ます。
これを「惑星落下問題」といいます。簡単かかるのです。
ガス円盤、ガスが存在している時間

りのガスとの相互作用で中心星に落ちてしまい、星が集積して岩石惑星がいくつか生まれます。

に説明します。原始惑星ではガスは遅く回転してはだいたい100万年です。
その限られた時間で最終的にはなくなってしまうというものです。
それ

この場合も巨大惑星の重力のおかげで落下問が強すぎる状態になります。
このような大きさのできる水素とヘリウムで構成されたガスの円盤がいます。
そうすると、
ガスのなかでガスとの重力を木星のような星をつくるのは不可能です。
なぜならでも中心に落下する巨大惑星の一時的な存在

題は回避されます。その結果、地面（固体コア）

惑星になると水素やヘリウムなどのガスまで引っ観測され、1995年には太陽系以外の惑星である

介した相互作用で角運動量を失ってしまい、
いば1000年では種々の重要な物理的な現象がは重要です。
なぜなら、巨大惑星の重力がガスがない、つまり重元素をあまり多く含んでいない

張ってしまいます。
そうするとまわりのガスも落ち「系外惑星」が発見されました。いったん系外

つかは真ん中に落下してしまいます。
そのタイム

起きる時間が足りないからです。
このように、中心星

円盤中に波を励起し、それが微惑星の中心星へ

巨大ガス惑星と、重元素でできた惑星という2種てきて惑星のまわりに分厚い大気として存在

惑 星が発 見されると、たくさんの天 文 学 者がスケールは、
だいたい1万年や10万年です。人間から遠すぎると「標準惑星形成理論では巨大の落下を防いでくれるからです。そのおかげで類の天体をもつ惑星系ができます。

するようになります。木星や土星はこのような形態

系外惑星を観測するようになりました。予算もつのタイムスケールと比べるととても長いのですが、ガス惑星はつくれない」という問題が生じてきます。

惑星落下問題は回避されます。
この場合、多数になっています。木星や土星をいろいろな手法でくようになり、観測装置も優れたものができ、観測宇宙においては短いタイムスケールであり、大き調べてみると、なかには重元素でできたコアとよばがどんどん進みます。1995年以前はまったく見つな問題です。
このように大問題が2つあり、2つともれる物質があり、
そのまわりに水素やヘリウムなど

かっていなかった系外惑星ですが、現在は、400解決していません。

のガスがたくさんあると考えられています。

個以上も発見されています。
その結果いろいろなことがわかってきました。

ガスがなくなり惑星だけが残ると現在の太陽系

たとえば発見された系外惑星の多くは、木星ぐら七夕の話で出てくる織姫星ベガによく似ての姿になります。
これが現在考えられている標準

いの質量でした。重要なことは、それら木星のいる星をベガ型星とよびます。1984年にはベガ

的な惑星形成のシナリオです。ただし、ここでような惑星が中心星の近くにたくさんあるという型星のまわりで塵の円盤が発見されています。

強調しておきたいのは、微惑星ができるのは固体ことです。太陽と地球の距離を距離の単位として

円盤は赤外線を発する重元素のダストででき成分が赤道面に沈殿した場合であるということ

１天文単位（AU）と定義します。我々の太陽系ています。
「重元素がたくさんあるのなら、もしです。赤道面に沈殿するという仮定が間違っての木星は5AUぐらいにあります。
しかし、発見さ

かすると惑 星があるかもしれない」と研 究 者

いると、
このシナリオそのものが成り立ちません。

れた木星のような系外惑星は中心星から0.1AU

は考えていました。そしてとうとう2008年末に以内のとても近くにたくさんありました。

ベガ型星を観測していた別々の研究者によって惑星誕生に関わる2つの問題

良いでしょうか。決定的な違いは、木星型惑星
110 AU

つまり銀河系に存在している惑星系は、必ず3つの惑星系の発見が報告されました。その

惑星形成論の大雑把なシナリオは40年ほど前

しも我々の太陽系のような姿をしているわけでは

うちの1つ、
フォーマルハウトは、みなみのうお座にできました。当時、観測できる惑星は太陽系なく、惑星の分布がかなり違うことがわかってきまにある明るい星です。太陽の2倍ぐらいの質量しかないため、惑星形成論は太陽系を参考にしした。つまり我々の太陽系がどのようにできたかがあり、まわりに塵の円盤があります 。
この塵て理論的に考えられました。1990年代になって、を説明するために何十年も前につくられた太陽の円盤を観 測すると、2 0 0 4 年から2 0 0 6 年の電波天 文 学が進 歩し、星 形 成のプロセスが系形成論では系外惑星の形成過程を説明でき

間に移 動していることがわかりました。つまりわかってきました。原 始 惑 星が生まれる際にない、と考えられるようになってきました。

惑星がまわっていることがわかってきました。

「木星のなかには岩石が大量にある」と現在多オ1の可能性が強いでしょう。
しかし、現在推定

分子流

原始惑星系円盤

原始星

される木星の固体コアの質量はかなり小さいと考えられており、「木星なかに固体コアはまったくない」という可能性も除外できません。
もし木星のなかに固体コアがなければ、木星は標準惑星形
成理論で考えていたような惑星ではなく、太陽が原始惑星系円盤
原始惑星

磁力線

できたときに円盤からすぐにできた太陽の弟分のガス天体と考えるほうが合理的です。
つまり、シナ
リオ2が良いということになります。結局、木星の中の固体コアの質量を決定することで、太陽系原始星の形成シナリオを判別することになるでしょう。

220 AU2008年から2009年にかけて、惑星形成理論
60 AU

図3

原始星形成直後に形成される原始惑星系円盤のなかで巨大惑星が形成される様子

最新の磁気流体力学的数値シミュレーションによれば、分子流を放出する第一コアの内部においては電離度が低すぎて磁場の効果が効かない領域が存在する。原始惑星系円盤はその領域から形成が始まる。形成直後の原始惑星系円盤は自己重力的に不安定となり、ガス惑星程度の質量の天体を多数形成する。

理論宇宙物理学研究室ホームページ
06 特 集 ＿ 星 雲 の 宇 宙 をめぐるの内部に固体コアがあるかどうかということです。
くの人は信じています。
これが正しければシナリ

分子流

遠すぎる惑星の謎

最後に、何らかの理由で水素やヘリウムなどのでは太陽系の形成シナリオとしてはどちらがは急展開しています。
「惑星系はたくさんある」「生命が住める惑星もおそらく多数ある」「太陽系以外にも生命はいる」と予想して、
きょうのお話を終わりたいと思います。
ありがとうございました。

http: //www.ta.phys.nagoya-u.ac.jp/Ta.html
No.18 spring _ summer 201007

特集2 _あかり衛
特集_星雲の宇 宙をめぐる
星の見た宇 宙あかり衛 星の見た宇宙金田英宏 素粒子宇宙物理学専攻准教授

ところにエネルギーのピークがくる光を放射して望遠鏡の裏側の焦点面には、大きく分けて2つ明るい星のまわりのダストは強く温められます

赤外線（青色）は18μmの赤外線（赤色）の外側います。我々の目はこの光を感じるように進化しの観測装置がついています。1つは、波長50～ので、温度が高くなり、短い波長の中間赤外線をに分布していることがわかります。
よりエネルギーてきました。一方、地球は300Kぐらいの温度で、180μmの遠赤外線を観測するセンサー、FIS

強く出すようになります。
そのような重い星はとてもの高い、より温度が高い物質が出す9μmの光が可視光は発していませんが、赤外線で見ると（Far-Infrared Surveyor）。
もう1つは、波長寿命が短いので、中間赤外線で明るく輝いて

18μmの光の外側、激しく星形成が行われている

明るい光を出しています。以下の話に出てくる

2～26μmの近中間赤外線を観測するカメラ、
IRCいる場所では、現在も星形成が活発に行われて現場よりも外側に大きく広がっているのは不思議「あかり」の観測対象は、20～100Kという低温（InfraRed Camera）
です。
このうちFISは名古いることになります。

な感じがします。
この青い光は何を見ているのなので、より長い波長の赤外線を出しています。

屋大学が中心となって開発したものです。

「あかり」がとらえた画像をよく見ると、9μmのでしょうか。

光には、さまざまな波長の光、つまり電磁波がHidehiro Kaneda

1970年生まれ。1997年東京大学大学院理学系研究科物理学専攻博士課程修了。博士（理学）取得。
日本学術振興会特別研究員、宇宙科学研究所（現JAXA宇宙科学研究本部）助手、助教を経て、2008年より現職。専門は宇宙赤外線天文学と、遠赤外線観測装置・冷却望遠鏡の開発。銀河系や近傍銀河の星間物質の観測的研究を行っている。

宇宙からの赤外線をとらえる

観測は、まず1周100分かけてカメラで天空を存在します。
それら異なる波長を観測する天文掃きます。1周で観測できるのは細い帯ですが、学がそれぞれあります。電波天文学、赤外線天

これを何度も繰り返します。半年で軌道が180度

文学、光天文学、X線天文学などです。名古屋

回転し、全天をカバーします。観測波長は中間

大学では、4つの研究室がそれぞれ電波、赤外

赤外線9μm、18μm、遠赤外線65μm、90μm、線、可視光、X線で宇宙観測をしています。可視140μm、160μmです。液体ヘリウムは予定通り

光や電波は、地上から観測できます。
ところが、約1年半ですべて蒸発し、ほぼ全天を2回以上赤外線は、地球の大気によって吸収されて地上サーベイすることができました。得られた波長に届きません。
ですから、赤外線を観測するため

9μmの全天マップが図2です。
この「地図」は、には大気の影響を受けない宇宙に衛星を打ち

天の川銀河の中心が原点で、銀河円盤が赤道上げないといけません。
また、観測対象は20K、面上にくる「銀河座標系」で描かれています。

30Kと非常に低温です。
もしも望遠鏡が地上と領域を拡大すると、より細かな赤外線の構造が同じ300Kという温度だとすると、望遠鏡自身が見えることがわかります。
なお、2種類の波長で大量の赤外線を出してしまい天体からの弱い

同時に画像を示すとき、波長の短いほうの赤外線

赤外線信号がとらえられません。
「宇宙に行かを青色で、波長の長いほうの赤外線を赤色で、ないといけない」「望遠鏡を極低温に冷やさな2色合成します。
もちろん、これらの赤外線は目でければいけない」という2つの技 術 的 困 難の

見えないので、色があるわけではありません。

ため、赤外線による宇宙観測は、他波長の観測

前述のとおり、
波長が短いほうが赤外線のエネルに比べて、とても遅れていました。

ギーが高く、
相対的に「青い」光なのです。

赤外線天文衛星「あかり」「あかり」は何を照らすのか

赤外線衛星「あかり」とその最新の観測結果

的に赤い光の波長が長く、青い光の波長は短い

2006年にわが国初めての赤外線天文衛星星雲は、可視光で見たとき、星と星の間で光がについて紹介します。そもそも赤外線とは、
いまのですが、赤外線の波長は1～300μm、0.001～「あかり」が打ち上げられました（図1）。衛星は反射して、ぼんやりと光ったりします。赤外線でから200年ほど前、「ハーシェルの実験」によって0.3mmです。
そのなかで、
およそ1～5μmの波長

太 陽の位 置と同期した極を通る軌 道に上げ観測すると図2のように、天の川銀河の星と星の確認された電磁波の一種です。太陽の光をプリが近赤外線、5～40μmの波長が中間赤外線、られ、1周（360度）
を約100分でまわっています。

間の空間のいたるところに雲が存在することがズムで分散させると、赤から紫まで虹色の光の40～300μmの波長が遠赤外線とよばれます。

これによって「太陽は常に望遠鏡から90度離れわかります。
では星雲にある何が赤外線を出してパターンが現れます。
赤から紫に分光される光を、そして、波長が短いほど、光のエネルギーは高くた方向に存在する」「地球は必ず望遠鏡の後部いるのでしょうか。それは宇宙空間に存在する

目に見える光、可視光といいます。
ハーシェルは、なります。

に存在する」
ように姿勢制御されています。地球

固体微粒子（ダスト）です。星の光はダストに吸収

あるいは太陽からの熱が望遠鏡に入ってこない

され、光の強度は弱くなります。
しかしエネルギー

赤の外側に温度計を置くと温度が上がる現象を次に、物質の温度と光の波長の関係についてようにするためです。

打ち上げ前の衛星本体と、打ち上げ時の写真。衛星上部にクライオスタット（冷却真空装置）があり、そのなかに6Kに冷却された口径70cmのSiC望遠鏡が入っている。鏡の表面は反射率を上げるために金コートがされている。
クライオスタット上蓋は、
衛星打ち上げ後、軌道上で開放した。望
遠鏡の焦点面には遠赤外線装置と近中間赤外線カメラが取り付けられている。

が失われる分、温められたダストは遠赤外線ある発見しました。可視光の赤の外側にある電磁波、考えます。
ある温度をもった物体は必ず光を出しこれが赤外線です。

ます。
それは可視光の場合もあり、赤外線の場合「あかり」はクライオスタットとよばれる冷却真空

いは中間赤外線を再放射します。
もしダストが赤外線と可視光では、何が違うのでしょうか。

もあります。波長の違いは物質の温度の違いに装置を積んでいます。
このなかに液体ヘリウムをなければ、図2は星が点状にぽつぽつと見える

光は、「波」の性質と「粒子」の性質をもっていよるものです。太陽の場合、6000K（ケルビン）で入れ、6K、つまり－267 ℃まで望遠鏡を冷やしてだけの味気のない画像となったことでしょう。

ます。
ここでは「波」の性質を考えます。波の山とす。Kは絶対温度の単位で、0Kが－273.15℃といます。望遠鏡は口径70cmで、世界初の冷却ダストは可視光をさえぎるため、天文学におい

山の間の距離を「波長」といいます。赤外線は定義されています。6000Kの太陽が光を出すと、SiC（Silicon Carbide）
を使用しています。SiCはては邪魔者扱いされる場合が多いのですが、可視光に比べて長い波長をもっています。一般

1μmよりも波長の短い側、すなわち可視光の冷えやすく低温で変形しにくい特殊な材料です。

赤外線観測ではダストが主役です。
とくに重くて08 特 集 ＿ 星 雲 の 宇 宙 をめぐる

図1 「あかり」衛星

図2 「あかり」全天マップ
波長9μm帯の全天マップ。
同様の観測データが、18μm、65μm、90μm、140μm、
160μmの各波長帯で得られている。代表的な2つの領域については、それぞれ拡大し、9μm（青）と18μm（赤）の2つの波長で2色合成した画像を示した。
また、銀河の典型的な星間空間で得られる中間赤外線
スペクトルを示した。
スペクトル中の尖った部分は巨大有機分子PAHによって放射されたものである。一方、連続成分は熱いダストによる放射である。水色の四角は図3と裏表紙の表紙説明で、緑色の四角は図4で、それぞれ説明。波長9μm全天マップはJAXA提供。

No.18 spring _ summer 201009

特集_星 雲の宇 宙をめぐる

星間ダストには小さいものから大きいものまでを見ると、波長7～9μmあたりではPAHが出すするので、物質があれば遠赤外線を出します。

この領域のまわりが、どのような構造になってあります。0.1μmくらいのサイズであれば、星の特徴的なスペクトルが卓越して存在していること

空洞になっているところがありますが、ここにはいるかを見たのが、図4（ b）です。大きな空洞が光・紫 外 線で温められる分と、自身の赤 外 線がわかります。
これはCとCの原子、あるいはCとH

本当に物質がないことを意味しています。過去にあり、空洞のふちにこの星雲がありました。
この空

放射で冷える分のエネルギーが釣り合い、温度の原子が振動して赤外線を出したものです。

非常に重い星が存在し、その星が超新星爆発

洞は、
はくちょう座領域と同じように過去に重い星が15～40Kで平衡となります。
一方、0.01μm以下

それに対して15～18μmなど波長の長い光で見るを起こし、衝撃波で物質を吹き飛ばし、このようなの超新星爆発があり、その衝撃波が物質を吹きの小さいダストはなかなか光が当たりません。

と、
本当に熱いダストからの放射が見えます。
つま

空洞ができたのではないかと考えられています。

飛ばし、空洞ができたのではないかと解釈されてしかし、光が当たったとき、小さい物質の熱容量

り、9μmと18μmでは見ているものが違うのです。

このように、銀河の星間空間に存在する物質

います。すなわち、死んだ星が周辺の物質を（ダスト、PAH）
は、
フィラメント状のとても複雑な集めて星をつくり、できた星がまた物質を集めて空間構造を示すことがわかりました。

星をつくろうとしている、3世代にわたる星形成

はとても小さいので、一気に高温になります。
高温になったときに9μmという波長の短い赤外線を連鎖的な星形成活動
それでは具体的な観測結果について見ていもう1つ、
こぎつね座領域の観測結果を紹介しきます。図3は、
はくちょう座領域を観測したものます。図4（a）の画像をご覧ください。
この星雲をです 。はくちょう座 領 域は3 0 0 0～1 万 光 年の中間赤外線で観測すると、2つの円弧状の特徴

わかってきたのが、
PAH（Polycyclic Aromatic

距離にある星形成領域です。
中間赤外線18μm

的なかたちをしていることがわかりました。重くて最後に我々の銀河の外にある銀河、近傍の系

Hydrocarbon）とよばれる巨大有機分子です。

で明るいところは高温に照らされたダストが存在

若い星が赤い領域、
つまり18μmで明るい領域に外銀河のお話をいたします。近傍銀河は、過去

我々の体、生命を司る物質が宇宙空間のいたし、星が活発につくられているところです。そのあり、ダストを温めています。その星が出す強いは星雲だと思われていましたが、いまは銀河であるところに存在していることがわかってきました。

外側に、波長9μmの光を出しているPAHが大きく

星風によって、周囲の物質が押され、青い円弧

ることがわかっています。図5の可視光画像は、出します。
ですから、小さいものであれば波長の短い赤外線を出せるということです。
この小さいものの正体として最近の研究で活動をとらえた画像だと考えています。

系外銀河のダストをとらえる

PAHはいくつもベンゼン環がくっついた安定な広がっていることがわかります。
遠赤外線のマップ状の領域にPAHが分布するようになりました。
そ渦巻銀河M81とM82です。
ともに1200光年ほどかたちをしています。実際に「あかり」が観測したを見てみましょう。遠赤外線は低温のダストをのなかに中間赤外線で点源に見える若い星がの距離にあり、
両者は近接しています。
ちなみに、と考えています。観測データからはPAHは非常の外の薄く広がった雲までをも、とらえることに銀河の星雲から得られたスペクトル（図2左下）

見ています。太陽のような星は至るところに存在生まれつつあるという描像です。

M81は初めて銀河が回転している証拠を得たに大きく広がっていますが、熱いダストはあまり広成功したのです。

渦巻銀河です。M81はきれいに渦を巻いていまがっていないように見えます。熱いダストを見るた

我々は「あかり」の次のプロジェクトとして、

図3 はくちょう座領域の赤外線画像
はくちょう座付近（図2の水色の四角で示した領域）の、視野角がおよそ10度におよぶ広い領域に対して、「あかり」全天サーベイで得られた遠赤外線（青：90μm、赤：140μm）と、
中間赤外線（青：9μm、
赤：18μm）の画像を示した。

（b）

（a）

図5

横向渦巻銀河M82の赤外線画像

左上は、M81とM82の可視光画像。他の図は、「あかり」指向観測で得られたM82の赤外線画像（波長7μm、15μm、160μm）。7μmはPAHの分布を、15μmは熱いダストの分布を、160μmは低温ダストの分布を見ている。上の図は、銀河中心が画像の中央にあるのに対し、下の図は銀河の外側のより広い領域をカバーした画像で、表示する表面輝度のレベルを下げて、微弱な赤外線放射の分布までを示した。下図の白い等高線は、X線を出す高温プラズマ（数百万度）
が銀河から流れ出ている分布を示したものである。

すが、M82は細長い葉巻のようなかたちをしてめには強い放射場が必要ですが、銀河面から

SPICA（Space Infrared Telescope forいます。
どちらも天の川銀河と同じ渦巻銀河で離れてしまうと強い紫外線は来なくなります。
ですCosmology and Astrophysics）衛星計画をすが、我々が見ている方向が違います。つまり、から、物質があっても高温にはならないために、
あ

進めています。JAXAが中心で、名古屋大学も銀河円盤を正面から見ているか（M81）、真横

まり見えていないのではないかと考えています。

参加しており、2018年の打ち上げを予定していから見ているか（M82）、です。実は、10億年ほど

図5下を見ると、
さらにその外側にもPAHやます。SPICA望遠鏡の口径が3.5mで「あかり」

前にM81とM82はぶつかり、潮汐力によって、ダストは広く存在していることがわかりました。

の5倍の大きさです。望遠鏡温度は5Kという銀 河のもっているガス雲が、外の空 間に広く白の等高線はX線観測で得られた数百万度Kと極低温をめざし、波長5～200μmで観測する

ばらまかれました。
また、そのときの相互作用がいう高温のプラズマガスの分布で、超新星爆発

計画になっています。
この計画が成功すれば影響して、M82の銀河中心で爆発的な星形成があったときにプラズマが形成され、銀河から吹

さらに宇宙の謎は解明されることになるでしょう。

活動が始まったと考えられています。

き出たものと考えられます。遠赤外線160μmで「あかり」は全天サーベイ観測以外にときどき光っている低温のダストは、高温プラズマとともに望遠鏡を止めて、上記の波長に加えて近―遠銀河から流れ出ているようです。一方、PAHが赤外線の複数の波長で指向観測を行いました。

出す中間赤外線7μmは、高温プラズマとは無関

図5のM82の赤外線画像は、そのように露出を係に広がっており、
これは過去にM81とぶつかっ深くした観測で、全天サーベイでは受からないよ

たときに出た物質で、銀河中心で爆発的な星形

うな暗い赤 外 線 放 射までとらえた結 果です。

成活動が始まる以前から、そこに存在していた

図5上で見られるように、PAH（7μm）やダストものが見えていると思われます。
しかも、
プラズマ

（15μm）は、M82の銀河円盤から垂直に、いくからのX線放射が強いところで、むしろ弱くなっつかの方向に飛び出ていることがわかりました。

ており、小さな粒子はプラズマで壊されているのこれは銀河中心で超新星爆発がたくさん起こり、ではないかという描像が見えてきました。
このよう物質が銀河の外へ吹き飛ばされた証拠であるに「あかり」は、銀河のなかの雲だけでなく、銀河

図4 こぎつね座領域の赤外線画像
こぎつね座付近（図2の緑色の四角で示した領域）
を、「あかり」で観測した赤外線画像。中間赤外線（青：9μm、赤：18μm）の画像を示した。

10

特 集 ＿ 星 雲 の 宇 宙 をめぐる

宇宙物理学研究室（赤外線グループ）ホームページ

http: //www-ir.u.phys.nagoya-u.ac.jp/
No.18 spring _ summer 201011

特別座談 会を考える
本 誌『 理 p h i l o s o p h i a 』が創刊されたのは2001年11月のこと。

最初は漠然と社会一般と考えていました。

ジャーナリズムに期待しています。
いろんな企画

その講演録を特集としてまとめています。
それで実際に配布先等を検討するときに、同窓会を抜きを立てるときに参考にしていただけるとありがクオリティのコントロールをしています。研究内容にして考えられないだろうということになりました。

たいと思っています。

を紹介する記事には、
もう1つ「理の先端をいく」

福井

創 刊 号で野 依良治 教 授のノーベル賞受賞記事を掲載、一昨年は小林誠、益川敏英、下村脩と理学部に関わる3氏のノーベル賞受賞をとりあげるなど、名古屋大学理学部にとって時代を画する時期であった。
名 古 屋大 学自体も2 0 04年には国立大学法人化し、大学を取り巻く環境も大きく変化し続けている。
今 年、創刊 1 0 年という大きな節目を迎える『 理phi l osop h ia 』。
その現在の立ち位置やこれから目指すべき道について科学コミュニケーションに関わる識者の方々に語っていただいた。
出席者 ― 瀬名秀明（SF作家） 辻 篤子（朝日新聞論説委員） 戸田山和久（名古屋大学大学院情報学研究科教授）
横山広美（東京大学大学院理学系研究科准教授） 渡辺政隆（独立行政法人科学技術振興機構エキスパート）
齋藤芳子（名古屋大学高等教育研究センター助教／司会） 福井康雄（名古屋大学大学院理学研究科教授／広報委員長）

第一印象

渡辺

瀬名

対象を変えたいとか広げたい、という思い

データだけをみたときに「同窓会誌なのか」とはあるのでしょうか。

感じました。
それにしては中身が濃い。

福井

があり、
これは比較的内容が難しくなっています。

恐らく科学に関心をもたれている層が印刷部数は2万部で、1万5000部程度を全国に随分いらっしゃるはずなのですが、そう送付しています。1万5000部のうち約半数強がいう方々にお届けする方法がよくみえない。一番同窓生で、あとは出版社とか新聞社、高校、
予備

身近な存在である同窓生から始めてみたので

校、それから、一般市民の方で希望された方、すが、そこから先の知恵が出ないのです。何か

学内の教員1800名と事務局の方々、これらを名案はないでしょうか。

あわせて1万5000部ぐらいです。

瀬名

福井

辻

東 大 理 学 部 は 40年 前 から『理学部

配 布 先の半 分が同窓 生ですね。
この名古屋大学を知ってもらうことを目的に雑誌の場合は売れ行きによって、読者のすると、全国的に広めるのは限界があるのではるという意味でも、広報活動が広がっていけば反応がある程度わかってきます。
「 昔は宇宙をないかと思うのです。
もし、全国的に読んでもら

コミュニケーションに関わる方々のご意見をいた

ニュース』
を出しているのですが、発行当初のいいなと思います。

特集にしたら売れたけれど、
いまはそういうことはおうとするのならほかの大学の先生にも出ていた

だきたいということでお集りいただきました。
まず目的は学内の広報が主であり、基本的には手戸田山

名古屋大学でも、それぞれの学部、ない」とか。
こういった広報誌では反応を計る

だいて、「 理学の冊子なら名古屋大学が一番

渡 辺 政隆 M a s a t a k a Wa t a n a b e

は第一印象やお気づきになった点など忌憚のづくりです。
それにはその良さがありますが、『理

研 究 科 が 広 報 誌をつくっています が、『理のは難しいですよね。それでも、質の高いものをだから、理学に興味があるのなら名古屋大学のつくり続けることが大切なように思います。

冊子を読む」というような感じにできればいいと

独立行政法人科学技術振興機構エキスパート（科学コミュニケー
ション分野）。 1955年生まれ。東京大学大学院農学系研究科博士課程単位取得退学。文部科学省科学技術政策研究所を経て、2008年より独立行政法人科学技術振興機構科学コミュニケーション
スーパーバイザー。2009年より現職。専門は科学コミュニケーション、
科学史、
進化生物学。

齋藤

本日は『理philosophia』について、科学横山

ないご意見を聞かせていただければと思います。

philosophia』を拝見したときに「プロがつくって

philosophia』は捨てるのがもったいない気が資料としていただいた読者アンケートをいる」という印象を受けました。年に2回ということします。時々読みかえしたり、学生に勧めたりでき思います。
いまは分野が違う先生方にも読んでもみて笑ってしまったのですが、「ほかの冊子と比べですが、ノーベル賞の記事など時事の事情にる唯一の広報誌だと思っています。今回バック

らえるクオリティになっていると思います。科学者て浮世離れ度が激しい」という意見があり、そのあわせて目を引くものを選ばれていると感じま

ナンバーを見直してデザインがだんだん洗練に読んでもらえる工夫をした方が良いのでは。

とおりだなと思いました。
もちろんこれは誉め言葉した。個人的に一番おもしろいと思いましたのはされていっていることに改めて気がつきました。

配付方法については、東北大学の文学部の

渡辺

なんです。
科学の話は、自分に密着した話か浮世冒頭の「理のエッセイ」です。
こういうものがもっと広報誌は、仙台のジュンク堂に置かせてもらって「理の先端をいく」のほうがわかりやすいと感じ離れした話、どちらかによったほうがおもしろいと

読みたいと思いました。

いました。書店で理系の書籍の近くに置いてもらました。少ないスペースで整理されていて、読み思いますので、これはこれでいいと思います。

渡辺

えるといいかもしれませんね。

終わると「もう少し詳しく知りたい」という欲が出て瀬名

SF作家。1968年生まれ。東北大学大学院薬学研究科博士課程修了。薬学博士。1995年、『 パラサイト・イヴ』で第2回日本ホラー小説大賞受賞。1998年、『 BRAIN VALLEY』で第19回日本SF
大賞受賞。2006年～2009年、東北大学SF機械工学企画担当特任教授として、機械工学の先端をウェブサイトなどを通じて広く社会に発信するミッションに関わる。

12

特別座談会

齋藤

内容と、
表紙や中身のグラフィカルな部分

僕が個人的に好きな記事は、巻頭の「時を語ると、手触りなどの質感と、すべてにおいて「特別なもの」です。
こういう歴史的な資料は、できればもの」という感じがあって、バランスが取れていま

編集作業

博物館などに展示していただけるとうれしいな

すね。
そもそも発刊の経緯はどのようなものだった

福井と思いました。中身は記事によって内容にかなりのでしょうか。

ばらつきがあると思います。お書きになっている

福井

先生やテーマによって、わかりやすくておもしろい

向けていろいろな意味で研究成果を社会に発信ものから、何回読んでも頭に入らないものまで、する必要がある。ついては広報誌をつくってはいろいろある。

どうか」という提案があり、広報委員会を立ち上げ、2001年に当時の教授会で、「 法人化にきます。
懇話会は、サイエンスカフェでも陥りやすい

辻 篤 子 Ats u k o Ts u ji
朝日新聞論説委員。科学ジャーナリスト。1976年東京大学教養学部
科学史科学哲学分科卒業。1979年朝日新聞社に入社。科学部、
科学朝日編集部、アエラ発行室、
アメリカ総局、科学部デスクなどを経て2004年より現職。科学技術をめぐる政策や教育、先端医療とその倫理、感染症対策などを担当。

学会の講演会になっている場合があって、そう

渡辺さんから、記事によってばらつきがなるとどうしてもわかりにくい。
ある方から聞いたあるというお話がありました。
まったくそのとおり

お話なのですが、その方が自分の先生から、「一般で、そこは広報委員が苦労しているところでもの人に話をするとき8割は皆さんが知っているあります。できるだけわかりやすい原稿にすることをしゃべって、知らないことは2割にしておきなために相当エネルギーを使っています。

さい。
そうでないとみんな寝てしまうから」といわれた原稿に関しては私たちも苦労をしていまそうです。
これは雑誌も同じではないでしょうか。

す。
そこで2つのケースに分けています。広く学外

瀬名 「講義探検」は学生さんの原稿がうまく

横山

私は今 回、初めて拝 見しました。非 常に

半年ぐらい議論をしました。そこで出た結論は、完成度が高く、
手間暇かけてつくっておられること捨てないでとっておきたくなるものを目指そうと

福井

高校生の多くは独力では読みこなせないの方を対象とする『リガクル』という冊子の場合、書けているのにびっくりしました。そもそも「このがよく伝わってきました。渡辺さんもおっしゃった

いうこと、時間を経ても科学史のドキュメントとしてないでしょう。読まれ方の１つとして、高校の先生

インタビューによる取材記事にさせていただき

学生が文章を書ける学生かどうか」ということをように、中身はいろいろで、先生によって魅力的価値を失わないものにしよう、というものでした。

が窓口になってくれないだろうかと考えています。

ます。
これに対して『理学部ニュース』
は、理学系見抜くのが大変です。
そういう意味では、先生方

辻

瀬 名 秀 明 H i d e a k i S ena

第一印象は、お二方と同じようなことです。

読者対象

僕は、特集と「理の先端をいく」とでは、な語り口のものがあったり、
ちょっと読むのがしん齋藤

未来の科学史家を視野に入れた広報誌

おもしろいと感じた先生に授業などで使ってい研究科の教員に執筆していただいています。

がすごくよく学生さんをみていらっしゃるのだろう

どいというものもあったりします。
これを拝見してというのは、あまり聞いたことのない珍しいコンセ

ただけないかと。
それから名古屋大学が実施し福井 『理philosophia』
も最初の数年間はいろと思いました。
特集記事では、10号の渡邊誠一郎

名 古 屋 大 学 理 学 部には貴 重な宝がたくさんプトです。現在の読者対象はどのように考えてているいろんな講 演 会で自由にもっていってんな方法をテストしました。現在、特集は、理学懇先生と近藤滋先生の「うなぎと地球科学」がおもあることがわかりました。
そうしたものを外に伝えいましたか。

もらい講演とあわせて読んでいただく。
もう1つは話会という一般の方を対象にした講演会を開き、しろいと思いました。
No.18 spring _ summer 201013

特別座談 会媒体
戸田山

私も、その記事はとてもおもしろいと

福井

広報委員会では、紙媒体としての効果が瀬名

ウェブは頻繁に更新することが必要に

横 山 『 理学部ニュース』は、いま隔月で7000

らないものになりかねません。
「 名古屋大学には思いました。渡邊先生は地球科学、近藤先生はあと何年くらいあるのかという議論もしています。
東なります。そういう意味では『理philosophia』は部出しています。
この中で連載していた「理学の理 学 部がある」ということを強くアピールする

生物、それぞれのアプローチでうなぎというテーマ

大のホームページは比較的、更新されていますね。

ウェブに移 行しないで、雑 誌で残しておいた

キーワード」という記事を『東大式現代科学用語

ためにハイクオリティのものをつくり続けるといに絡んでいる。最近はそういう異分野の研究者

横山

そうですね。
スタッフ間で役割分担をし、ほうがいいと思います。たとえばウェブサイトはナビ』という本にまとめました。名古屋大学でもうのは非常に大切だと思います。その点でこの書籍化について検討されてはいかがでしょうか。

が交わるような記事が少ないように感じます。

2週間に一度は委員会を開催して運営してい

高校生向けとか一般向けにして、何度も見に初期のころには化学の大峯巖先生に生物のます。
ホームページに掲載するにあたって印刷

いけるようなものにしたほうがいいのではないで

森 郁 恵 先 生が話を聞いたりしていましたが、物はできるだけHTML化しています。PDFはしょうか。

最近はコラボレーションが少なくなっています。

冊子の形態を組み入れるという利点はあります

戸田山

そうですね。そういう意味ではマンネリ

福井化している面があると思います。

僕もこれを紙媒体でなくすると読者を今後、読者対象をどう考えるべきか、
それ齋藤にあわせて中身を変える必要があるのか、といっ思うのです。読んだ人たちが「科学は大事なものたお話をうかがえますでしょうか。

だから日本としてしっかり支えていかなければなったときに、更新されたのを確かめに見にいく

戸田山

感じられそうです。情報発信しないといけない時代だから、というのではなくて、理学部の方々に開けるときのワクワク感などをまだまだ楽しみた

とって楽しくて自分のためになるような冊子づくり

いです。HTMLにすると画一的になってしまをしていただけたら、読む側もその雰囲気を味わ

い、浮世離れした感、のような他の広報誌との色合いの美しさや手触り、郵便の封を戸田山和久 K a z u h is a To d a y a m a名古屋大学大学院情報科学研究科教授。1958年生まれ。東京大学
大学院人文科学研究科博士課程単位取得退学。2003年より現職。
科学哲学、
科学技術社会論、
技術者倫理学を専門とし、基礎科学への市民的パトロネージュの確立、科学コミュニケーション論、科学リテ
ラシー論などの研究と実践活動を行う。

違いを出しにくくならないかという点が気掛かえて、存分に楽しめると思います。
先ほどの懇話会をもとにした特集のりです。

記事はちょっとわかりにくいというお話がありましあまり広報誌、広報誌していないものをようなものにしていただきたい。

ます。
「クオリティの高い科学雑誌としてもおも瀬名

しろいものを提供するだけの力量がうちの大学

します。
これは知的セレブリティの人のためのにはあります」ということが間接的に広報になって雑誌だと思うのです。
そういう人がこれを読んで、いるのではないでしょうか。いわゆる広報誌に「ああ、いまはこんな最先端の研究が行われてするよりは、一味違う科学雑誌と考えたほうがいるのか」と、思いをはせるような雑誌であっていいのではないかと思います。

ほしい。

学生生活を送ってみたい」と思わせる。そういう横山

そういう考え方自体が理学らしいと思い観点から『理philosophia』に注文をつけるなら、ます。

やり方があると思うのです。たとえば懇話会を齋 藤 『 理philosophia』について、
もっとこう研究現場の写真がもっとあってもよいのでは。

福井

聞いたほかの先生に異分野からみたコメントをすればよくなる、といったご意見はないでしょうか。

たとえば15号の特集で登場した環境学の高野

すね。

科学コミュニケーションはずっと間違え雅夫さんはフィールドワークの人です。
自分より辻てきたと思うのです。
「若者は理科離れをして少し年 上の学 生さんたちがその高 野さんと「これからは自分たちが何をやっているのかを先生に「シマウマの向こうに見えるもの」という話をしていただいたのですが、関連分野の3名

東京大学大学院理学系研究科准教授。1975年生まれ。東京理科大学大学院理工学研究科博士課程修了。博士（理学）。大学院では素粒子物理学を専攻。東京工業大学大学院特別研究員、総合研究大学院大学上級研究員を経て、2007年より現職。専門は科学
広報と科学コミュニケーション。2007年、Web作品のNikon「光と人の物語～見るということ～」で科学ジャーナリスト賞を受賞。

の研究者の方々に講演を聞いてコメントしても戸田山

昨年の事業仕分けをうけて、科学者にはいる。科学のおもしろさを伝えましょう」と、科学いっしょにどんな研究生活をしているのかわかる

本気で説明しないと予算はこない」という思いがでわかったことの内容のおもしろさ、理論のおもような写真を載せてほしいですね。

衝撃波となって広がっていると思います。
自分

しろさを伝えようとしたわけです。
しかし、本当は横山

つい最近、学部の学生さんに広報誌でたちは大学で何をやっているのかということをどのような内容が読みたいかという調査をした

訴えて、社会の理解を得ていかなければいけ

マスコミにはものすごい量の印刷物が届き

ラボラトリーライフのおもしろさ、研究室でわいまたがるような話でしたのでやりやすかった。

ます。できればメーリングリストで発行のお知ら

わいやることの楽しさを伝えたほうがいいとのですが、
まさに「大学院生がどういう生活をない時期に来ています。そのとき、一般向けにせをしてもらい、
ネットでも閲覧できるようにして思います。
『 動物のお医者さん』という漫画がしているのかを知りたい」と多くの学生が書い

わかりやすいものを発信することも大切ですが、は異分野の学生さんが専門外の講義を聞くともらえると助かります。

はやったときに獣医学部の偏差値が上がりまていました。海外の学会に行くといったことも、それだけでなく必ずしも科学に関心がない人をころに新鮮味があるのではないかと思います。

福井 『理philosophia』
もPDF、HTML両方でした。
『もやしもん』というマンガがはやると農学学部生にとってはあこがれを感じるのではない

含めて、
たとえばオピニオンリーダーのような人に最近になって取材をした学生の顔写真が出る

アップされていますが、決して見やすくはなって部の偏差値が上がりました。
こうしたマンガはでしょうか。

も働きかけることも考えてほしいと思います。

ようになりましたね。

いません。一方で冊子自体を紙ではなく電子化

別に獣 医 学や醸 造 学の成 果のおもしろさが渡辺

してはどうかという議論もあります。媒体に関して描かれているわけではありませんね。研究室といいかなと思います。デザイナーやイラストレー部を選ぶ時代が来ています。
だからといって、学はどうでしょうか。

はこんなところで、
こんな生活をしているという

ターの名前が入っていてもよいのでは。

生集めを意識したつくりにすると、かえってつま瀬名

講義探検はできれば講義風景の写真を掲載したほうがいいですね。

あと、編 集している方の顔 がみえると

渡辺

時間を超過してしまいました。皆さん、それこそ「浮世離れした」という感じで

辻

異分野交流という意味では、講義探検

齋藤

きょうはありがとうございました。

らいました。近藤先生の研究テーマも分野を齋藤

この広報誌はこのままでいいような気がことがリアルに描かれていて、「自分もこんな要望

横山広美 H irom i Yokoyam a

いけない」という世論を少しずつでもつくっていく

あえてつくることが広報になっているのだと思いたが、それをわかりやすくするためには、
いろんなそういう意味では 7号は生物の近藤滋

直接的な効果は多分なかなかわからないと減らすと思います。
半年に一度手元に届けていた

齋藤

福井

辻

だけるので読んでいますけれども、これが来なくかというといかなくなってしまうと思います。

書いていただくとか。

ほしい。

が、
やはり読み手には不便なので、読んでもらい編集者も刺激を受けることができて、
やりがいを

戸田山

目指すもの

やすいHTML化は重要だと思っています。

分野を超えた交流があると、執筆者も齋藤

広報誌の志には感銘を覚えます。妥協せずに、中学生や高校生があこがれるようなものであって少子化で、これからは学生が大学や学

齋藤芳子 Yo s h i k o S a i t o h名古屋大学高等教育研究センター助教。1974 年生まれ。東京大学大学院工学系研究科博士課程単位取得退学。文部科学省
科学技術政策研究所、独立行政法人産業技術総合研究所技術と社会研究センターなどを経て、2006 年 4 月より現職。専門は科学
技術社会論。現在は科学技術分野を中心に、専門的人材の育成に関する研究と実践を行う。

福井康雄 Ya s u o Fu k u i「理」philosophiaホームページ

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特別座談会

http: //www.sci.nagoya-u.ac.jp/kouhou/philosophia.html

名古屋大学大学院理学研究科教授。1951 年生まれ。東京大学大学院理学系研究科博士課程修了。理学博士。1996 年より現職。専門は電波天文学。現在、南米チリに設置した電波望遠鏡「なんてん」により、南天の星誕生の研究に取り組む。創刊から『理 philosophia』の編集に広報委員長として携わる。

No.18 spring _ summer 201015