―16―■ 連 載

恒星天文学の源流【4】 ■恒星天文学の源流【4】恒星分光の開幕期

その 4
小暮智一（元京都大学）

5. Pietro Angelo Secchi (1818 – 1878)
5.1

生い立ちと生涯教会に属していた法王庁の司祭は Secchi を含め全員がイタリアを追放される。彼らは各1848 年 10 月 24 日、イギリスのリバプー

地に分散するが Secchi は S. J. de Vico 神父

ル港から 1 隻の帆船がアメリカに向けて出帆に率いられてパリからロンドンに渡る。 deした。乗船したのはローマ・イエズス会の司Vico は天文学者でもあり、いくつかの彗星を祭 Angelo Secchi とその仲間である。故郷の発見している。Secchi は de Vico から天文学

イタリアを追放され、アメリカに永住の地をを学んだ。しかし、de Vico はロンドンでチ求めるためであった。

プスに罹病し、ついに他界する。その葬儀にPietro Angelo Secchi は 1818 年にボローニ

は John Herschel も参列し天文学への功績をャに近い Reggio で指物師の息子として生ま讃えて弔辞を捧げている。Secchi はその年のれた。父母は慈愛溢れ、家はまずまずの暮ら

秋、20 人の仲間と共にアメリカに渡ることにしであったらしい。16 才で地元のイエズス教なったのである。

会付属の中学を卒業後、ローマに出て最初はアメリカではワシントンに近い Georgetown

ローマ・カレッジで古典学を学ぶ。しかし、に移った。ここにはイエズス会の James Curley

ローマ滞在中に科学への関心が高まって数学、神父のもとでジョウジタウンカレッジと付属物理学を学んだ。その成果が認められ、ロレ天文台が設立されており、Secchi は神父の勧ットのイエズス カレッジ (Jesuit College) でめで物理学担当の教授となる。その頃、US

4 年間、数学、物理学のチューターを務め、海軍天文台の海洋気象学、測地学、天文学の物理学教授に抜擢された。しかし、1844 年秋

教授 F. M. Maury と知己になり、彼との交流

からは Passaglia 教授らの指導の下に神学のの中で天文学への関心が深まる。Secchi はこ

勉強を始め、1847 年に法王庁から司祭に任じの地で物理学者として過ごしたいと考えていられている。ここでひとこと、彼の属していたようであるが、ローマからの報せによって、たイエズス会について触れておこう。この会

彼の人生はまた一変する。ローマ法王を追放は 16 世紀の宗教改革の際、カトリック教会

した反乱はフランス軍の介入によって 1849の内部改革として創立された修道会でローマ

年に鎮圧され、ローマは平安に戻った。法王

法王への絶対忠誠と広範な海外布教を特色ともローマに戻り、Secchi にローマカレッジ天する。フランシスコ・ザビエルも創始者の一文台長として帰国するようにという要請を送人で 16 世紀半ばに日本にも布教に来ている。

って来たのである。これは故 S. J. de Vico か

この会のなかでも過激なのはウルトラモンタ

ら法王に出されていた推薦状によるとされてリスト（法王至上主義者）と呼ばれたが、彼らは 1847 年にスイスで反乱を起こし、カルいる。
それ以後、同天文台長として 1878 年 2 月

ビン派の軍隊によって壊滅された。その余波に胃がんで倒れるまで多面的な天文活動を続は 1848 年にローマに及び、民衆の蜂起によけた。Secchi には遺著として Les Etoiles（星って法王はナポリ近郊に追放され、イエズス界）がある[57]。

天文教育 2009 年 7 月号（Vol.21 No.4）

恒星分光の開幕期

その 4

―17―

離 435 cm）と精巧な恒星時時計が設置された。Secchi の天体観測の多くはこの 25 cm
望遠鏡で行われた。なお、この天文台には法王の援助によって地磁気、気象観測所が併設されたが、特に Secchi によって考案された
気圧、気温、風向、雨量を自動的に記録する装置は高い評価を受けている。この観測装置
は 1867 年のパリ万国博覧会に出品され、Secchi はときのフランス皇帝ナポレオン 3世から表彰を受けた[61] 。また、この装置の姉妹機はフィリッピンのマニラ天文台にも設置されたが、第２次大戦のときに破壊されたとのことである[60]。
図 13Angelo Secchi の肖像 (1878 年撮影)

(Wikipedia より転載)
なお、生涯については署名の入った文献として Pohle (1904) と Angot (1905) が あ る[58][59]。どちらも同時代人の回想録として生い立ちや人柄から Secchi の仕事ぶりまでを良くまとめている。また、バチカン天文台の McCarthy (1950) は恒星分光の観点からその生涯を回顧している[60]。
5.2

ローマ・カレッジ天文台（バチカン天文台）と望遠鏡

図 14

ローマ・カレッジ天文台（1774 – 1878）

この建物は Secchi による改築後と思われる[62]バチカン天文台は 1582 年創立の世界で最も古い天文台の 1 つである。1774 年にローバチカン天文台はローマ市街光を避けるた

マ・カレッジから赴任した C. Clavius 神父

め、1930 年代にローマから東南 25 km の法によって改造、拡張され、それ以後 ローマ・

王庁の離宮のある Castel Gandolfo に移されカレッジ天文台と呼ばれるようになる（慣例た。ここはアルバノ火口湖の縁に立つ景勝地

上、現行のバチカン天文台と呼ばれることもである。湖を望む２つのドームには 50 cm 光ある）。1850 年にローマ・カレッジ天文台長

電用、40 cm 写真用の反射望遠鏡が設置され,に就任した Secchi の最初の仕事は騒乱後の天J. Junkes 神父のグループが恒星の写真測光

文台の改築で、新しいドームはセント・イグを進めていた。また、1961 年にはシュミット

ナティウス教会の高い塔屋上に置かれた。天望遠鏡 (主鏡口径 93 cm, 補正版口径 64 cm,

文台は 1852 年に完成し、Fraunhofer 7.5 cm

焦点距離 240 cm、対物レンズ装備) が設置

屈折鏡のほかに、新しくミュンヘンの Merz

された。筆者の訪れた 1967 年には Martin

工房製作の屈折赤道儀（口径 25 cm, 焦点距

McCarthy神父を中心に対物プリズムによる赤天文教育 2009 年 7 月号（Vol.21 No.4）

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■ 連 載

恒星天文学の源流【4】 ■色巨星と早期型輝線星のサーベイが精力的にいへん興味深いので一読を勧めたい。

進められていた。しかし、1980 年代に入って1852 年の台長報告によると、ローマで観

ローマ市街光による観測条件の悪化はさらに測された 8 月 8 日の日食観測の際、Secchi は進み、バチカン天文台の中心機能はここに残6.5 cm 屈折鏡を用いたダゲレオタイプ(湿式)されたが、観測の拠点はアリゾナのツーソンの写真撮影を行い、太陽面を通過する月の縁に移された。アリゾナ大学天文台との協力のが鮮明であることを指摘している[64]。低い下に VORG (Vatican Observatory Research

写真感度で鮮明な画像はまだ、難しい時代でGroup) を組織し、現在、アリゾナの Mt. Graham

あった。

に VATT (Vatican Advanced Technological
Talescope) の設置計画が進んでいる[62]。

また、1860 年 7 月 18 日のスペインの北部を通過した皆既日食を観測し、彩層から立ち上がるプロミネンスの写真撮影に成功してい5.3

る[65]。この観測で Secchi はコロナのスケッ

初期の観測活動

Secchi がローマ・カレッジ天文台長に就任

チを残しているが、彼の興味が彩層と内部コしての最初の仕事は天文台の改修であったが、ロナに集中していたので、残念ながらコロナ

この天文台における天体観測は 1850 年、木外縁で生じたコロナのトランジェント現象を星の掩蔽観測 から始まる。このときは 7.5 cm

見落としている。J. A. Eddy は 1973 年 6 月

Fraunhofer 屈折望遠鏡が用いられた。それに NASA Skylab に搭載したコロナグラフで以後 1850 年代はコメット（位置、運動）と太陽コロナを観測した。そのとき北東部に巨土星リングの非均質性の観測などが中心にな

大なコロナ流が現われ、見かけの速度 450 kmっているが、この時期に少し変わった観測とs-1 で膨張し、約 30 分続いたのを撮影した。

してフーコー振り子の追実験がある。Leon

実は、ほぼ、これと同じ現象が 100 年前のFoucault は 1851 年 1 月 8 日にパリのパンテ

1860 年のスペインの日食の時にも G. Tempel

オンで公開実験を行い、振り子の振動面の回によってスケッチされている。同時刻に Secchi

転から地球の自転を証明した。この実験結果

もコロナをスケッチしているが、内部コロナは論文として公表されなかったが、ヨーロッに限られていたためスケッチはコロナ流に及パ各地で大きな反響を呼んだ。地球物理に興んでいない。Eddy はこれを残念に思うと述味を持っていた Secchi は直ちに追実験を試

べて Tempel と Secchi のスケッチを並べてみた。振り子は長さ 31 m、重さ 28 kg の球紹介している[66]。

で、彼は精密な回転角を測定し、回転速度がSecchi は２重星の軌道運動にも興味を持っ地球自転の理論と一致することから、ており、Merz の 24 cm 屈折鏡による観測を

Foucault の実験の正しさを認めている[63]。

1856 年 3 月から始めている。その第 1 報はこの論文の同じページにはロンドン大学の J.

1857 年に 2 年間にわたるωLeo, γCor, γDrew が考案したという振り子の原理の簡単

Lib を含む６星について２重星の位置角と分な図解法も紹介されている。地球回転の直接離角の測定値が示されている[67]。その後、的な証明が得られたとして当時の社会に与え1861 年には 1321 個の連星について軌道運動

た衝撃は大きかった。なお、脱線するがフーの観測をおこない、F. G. W. Struve, J. H.

コーの生涯をえがいた A.D.アクゼル著、水Mädler らの古いカタログと比較して軌道運

谷淳訳「フーコーの振り子」（早川書房）はた動の確実なもの、可能なもの、認められない

天文教育 2009 年 7 月号（Vol.21 No.4）

恒星分光の開幕期

その 4

―19―

も の と 分 類 し て い る [68] 。 評 伝 者 の Pohle

体として恒星のスペクトルに大きなバラエテ（1904）によると Secchi は 10,000 個に及ぶ

ィのあることに強い印象を受けている[69]。

二重星のカタログをローマ・カレッジの紀要

また、パリの科学アカデミーで行った報告のとして公刊したことになっているが、1870

なかで彼は次のように意気込みを述べている

年代以降 J. Herschel を引き継いだ S. W.

[70]。

Burnham の長期間 (1873–1891) にわたる観「天体スペクトルの研究には２つの意義が測とは独立に行われたようである[58]。

ある。１つは天体（恒星）の大気の存在とその本性を知ること、第２は宇宙における

5.4

興味深い秩序についてのいくつかの疑問に1863 年：恒星分光の始まり

Secchi が恒星分光に注目するようになった

答えられるようになること、その中でも重きっかけは、パリの科学アカデミーが発行す

要な疑問は星々の運動に関係している。」

る Comptes Rendus 誌上で、パリ天文台のここにはすでに恒星大気と宇宙の構造への関Jules Jansen が小型直視分光器を製作した、心が表れている。

と い う 報 告 を 見 た と き で あ っ た 。 Janssen(1824–1907) は太陽スペクトルの草分けで、

5.5

Secchi の分光観測

初めて日食外の彩層スペクトルの観測を行っ

Secchi は 1863 年以降も太陽系天体の観測たことで知られており、後にパリ天文台にムを継続しているが、それと平行して多数の星

ードン天体物理部 (1875) を創立した人であについて分光観測を行っている。彼は分散をる 。 Secchi は Janssen の 報 告 に 基 づ い て変えた４種類の分光器を製作し、目的に応じMerz 望遠鏡(口径 25 cm) に装備する分光器て使用しているが、その中には対物プリズムの製作をフィレンツェの G. B. Amici に依頼を Merz 望遠鏡に装着したものがあり、多数した。分光器は 1862 年の暮れに出来上がっの星に対するサーベイ分光では主にこの対物てローマに送られてきた。ちょうどそのときプリズム（頂角 12o）が用いられた。この場

Janssen も自分の分光器を携えてローマに滞合、スペクトルの幅付けにはアイピース近傍在していたので、Secchi はその協力によってに取り付けたシリンダーレンズを用いている。

分光器を屈折鏡に取り付けた。試験観測の結観測は眼視観測で視野に現われるマイクロ

果は上々で彼は「非常に良い（très bien）」

メータの目盛によってスペクトル線のスケッといって満足している[69]。

チと同定を行った。波長はまだ測定されず、試験観測の最初の星は α Ori であった。 そスペクトル線は太陽スペクトルとの比較によのときの印象を「この星のスペクトルは私をって同定された。彼がスケッチしたスペクト

驚かせ、注目させた。」と述べている。D 線( λルの例を図 15 に示そう。折りこまれたスケ

5889 Å ) の ま わ り に 多 数 の 暗 線

ッチの原図はαOri では 38 cm という長い(discontinuity) が見られたが、その多くは太ものである。

陽スペクトルとは異なっていた。次の星はアαOri のスペクトルについては Secchi とルデバランである。D 線はより鮮明になり、

Huggins の間で MNRAS 誌上での論争があやはり多くの暗線が見られた。また、白色星った。Secchi (1866)は図 15 のようにα Ori

としてシリウスやリーゲルなどには D 線は見のスペクトルをスケッチし、顕著な線またはられず、F 線 (Hβ) が顕著であると述べ、全

バンドに α,β,γ, .., μ などと名前をつ

天文教育 2009 年 7 月号（Vol.21 No.4）

■ 連 載―20―

図 15

恒星天文学の源流【4】 ■Secchi によるスペクトルのスケッチの例（上）αOri(δが Na D 589、η が Mg 518 nm)[71]、（下）αSco (D: Na D, b : Mg 518, F: H 468nm) [72]。
αOri では右が赤、左が紫側、αSco では左が赤側になっている。なお、同定は太陽スペクトルとの比較による。波長はまだ測定されていない。

け、基準点として δ線は Na, η 線は Mg とわれ方が分光器や測定法によることは認めて同定している[71]。また、いくつかのバンド

いるが、測定は他の人のチェックを得て個人について Huggins のスケッチと異なることか

差のないようにしているので、自分の測定結らスペクトルに変動があったのではないかと果を見直す必要がないと反論している[73]。

推測した。これに対する Huggins と Miller

当時は波長測定の精度が低く、眼視観測ではからの反論が同じ MNRAS 誌に併載されてマイクロメータの読み値で線同定などを行い、いるが、この反論はかなり手厳しいものとな

それをスケッチしているため、上のような議っている。Huggins らは Secchi 論文に観測論も起こったのである。

法についての記述が少ないことをあげ、スペSecchi は 1863 年の論文ではスペクトルを

クトルの現われ方は分光器のタイプや分散な

赤 色 星と 白 色星 の ２ 種 類に 分 け て い る が 、どによるので簡単には比較できないとしてい1866 年には 209 星を表 2a のように 3 種に分る。その上で Secchi の指摘したスペクトル バ

類している[71]。

ンドには変動が見られないこと、δ線, η 線の

その後、Secchi は観測星の数を増やすと共同定にも同意できないこと、などを挙げていに、新しい 2 つのクラスを導入している（表る。この反論に対し、Secchi (1866)は観測法2b）。

をより詳しく述べると共に、スペクトルの現表 2aSecchi (1866)による分光分類[71]----------------------------------------------------------------------------------------------------------クラス

色スペクトルの特徴

代表星

星数----------------------------------------------------------------------------------------------------------Class I

白、青

水素吸収線が顕著

Sirius, Vega

95

Class II黄色

多数の Fraunhofer 線

太陽、αAur

94

Class III

橙、赤

多くの分子バンド

αOri, αSco20---------------------------------------------------------------------------------------------------------天文教育 2009 年 7 月号（Vol.21 No.4）

恒星分光の開幕期

表 2b

その 4

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Secchi (1868, 1877)による分光分類（つづき）-------------------------------------------------------------------------------------------------------------クラス

色スペクトルの特徴

星の例

星数

文献

--------------------------------------------------------------------------------------------------------------Class IV

微光赤色

３本の輝線バンド

L1256, U Hya

17[74][75]

γCas, βLyr---[60][76](炭素星)
Class V白

水素輝線を示す(現早期型輝線星)--------------------------------------------------------------------------------------------------------------Class IV には Secchi も強い印象を受けたようで、スペクトルのスケッチを残している

重要性を指摘した先駆者の１人に数えられている。

[77]。それを図 16 に示そう。この図の星番

Secchi は観測結果をまとめて 1867 年にパ

号は Schjellerup (1866)の赤色星カタログにリの Gathier-Villar 社から分光カタログ 2 巻よるもので、参考までに HD 番号などを表 3（Catalogo delle stelle di cui se determinatoに示す[78]。

to spettre luminoso）をイタリア語で公刊し次に輝線星については Secchi の分類にはている。原書が見られないので星数やスペク

多少の混乱と迷いが見られる。表 2a に示しトルの記述などは分からないが、分類は出版た分類の中に、 Class I にζTau（現 Be）、

年度から見て Class I – III の 3 クラスであろClass II に Mira (οCet, 現 M6e)、Classう。続いて翌年には赤色星カタログとして 52

III にγCas（現 Be）と βLyr（現特異 Be個の星について赤経、赤緯、等級のほかスペ星）などが見られる。翌年には Secchi (1867)

クトルの特徴を記述している。この段階でははγCas の輝線に注目し、Class III ではお

分光型は 4 クラスになっている [74]。

かしいと気づいている。その後、多くの観測

Secchi は 4000 個以上の星について分光を重ねながら 表 2b のように V 型として白分類を行ったとされているが、それは Comptes色の輝線星にまとめられるのは 1877 年になRandus 誌を中心に多年にわたって公刊されってからである[76][79]。しかし、それでもた論文を網羅するもので、生涯の最後の恒星

Mira や R Gem のような晩期型輝線星の分分光の論文 (Secchi 1875)では「恒星スペク類には問題が残っていた。

トルの新しい観測について」と題して 500星の 視 線速度に つ いて 、Secchi (1866)はHuggins & Miller (1864)とは独立に「もし、個の星を分光観測し、そのうち 400 個について分類を行ったと述べている[83]。

高い精度でスペクトル線の位置を測定できる分光に対しては Huggins の方が一枚上手

なら Doppler 効果による視線速度の測定も可で、Secchi は 6 才年下の Huggins に丁寧に能である。」と述べているが、実際には測定に質問したりしているが、Huggins はかなり遠までは至っていない[82]。Secchi の関心は恒慮なく Secchi の仕事を批判したり、コメント

星スペクトルの分類と星の空間運動に向けらを加えたりしている。二人が直接会って直接れていたが、波長測定精度の限界を感じてい議論したことがあるかどうかは関心がもたれたのであろう。それでも Secchi は視線速度のるが、この点について確かな記録は残ってない。

天文教育 2009 年 7 月号（Vol.21 No.4）

■ 連 載―22―

表 3

恒星天文学の源流【4】 ■代表的な IV 型星[77]------------------------------------------------------------------------------------------------------------------Schj. No.

Secchi’s class-------- 対応データ(McCarthy 1994)[80]---------------HD

Sp (HD)

Sp (Yam)Name------------------------------------------------------------------------------------------------------------------No, 132

IV

92055

Nb

C 6,3

U Hya

No. 152

IV

110914Nb

C 5.5 J

Y CVn

No. 229

IV

183556

Nb

C 7,3

UX DraNo. 273III

223075

Na

C 7.2

TX Psc------------------------------------------------------------------------------------------------------------------註： Schj は Schjellerup カタログ番号[78]、Sp(Yam)は Yamashita (1972)の分類[81].
ここで、Class IV の星について少し触れておこう。彼は図 16 に示した星 No. 152 について次のような記述を与えている。
「No. 152 ： 最も美しい星の１つである。
そのスペクトルはまさしく IV 型である。
スペクトルの明るいバンドはきわめて明白
で、バンド間の黒い部分と奇妙なコントラストを示している。まことに特異な星だ。
しかも、星の色は生き生きとしたルビーレ

図 16ッドなのだ。」

す る Secchi の ス ケ ッ チ [77]

典型的な Class IV スペクトルにたい
星 の 番 号は

美 し い ス ペ クト ル に 見 入っ て 感 嘆 し て い る

Schjellerup (1866) の赤色星カタログによる（表Secchi の姿が思い浮かぶようである。

3）。No. 273 は比較のために示した。Secchi は輝Secchi は IV 型として Schjellerup のカタ
ログ[78]から 17 星を選んでいるが、全体につ線バンドを赤側から黄色帯、緑色帯、青色帯と呼んでいる。図中 b は MgI 518 nm に当たる。

いて次のように述べている[77]：「これらの星は同じように赤色であるがしかし、その発見が確認されるまでに 1868

Class III と比較して Class IV は明らか

年から 125 年の歳月が必要であった］と述べに別種のタイプである。これらの星（のスている[80]。 実際、Secchi に続く時代、Classペクトル）は炭素の蒸気のスペクトルに著

IV はむしろ特異な星として注目されていた。

しく似ている。ただし “反転” したものでYerkes 天文台の G. E. Hale も Class IV にあるが。これから、Class IV の星の吸収興味を持ち 40 インチ屈折鏡に取り付けた分

バンドは炭素分子の吸収によって形成され光 器 で数 個 の星 に つ い て観 測 を 行 っ て い る[84][85]。特に図 16 の No. 152 に対して写真たと結論できる。」
この結論から McCarthy (1994)は「Angelo

分光をおこない、λ5593,λ5693 に強い輝線

Secchi と炭素星の発見」と題するレビューのの存在からこれらを Wolf-Rayet 星の特徴と中で Class IV 星の分光観測の歴史的経過を考え、「結論は時期尚早かも知れないが、この紹介し、［Secchi は炭素星の発見者である。

型は WR 星と関連しているのではないか」、

天文教育 2009 年 7 月号（Vol.21 No.4）

恒星分光の開幕期「IV 星は銀河面またはその近傍に分布し、Ｗ

その 4

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にはそこまで話は進んでいなかった。

Ｒ星以外はそのような分布を示さない」と述べてＷＲ星の可能性を示唆している。

Huggins と同じように Secchi も早い時期

Secchi (1869)は 1867–1868 年に観測したから星雲のスペクトルに注目している[87]。

赤色星 115 星のリストの中には Wolf 氏の観最初に観測したのはオリオン星雲であった。

測した白鳥座の 3 星も含まれているが、このそのときの報告文とスケッチを図 17 に示そ

論文ではそれらに対してう。彼も Huggins と同様に３本の輝線を認め、「これらの星にとくに異常は認められない、

赤側から a, c, b と名づけている。輝線の相淡い輝線も存在するが大気のシンチレーシ

対強度は a > b > c である。これは Huggins

ョンかもしれない。」

惑星状星雲について推定した強度比 a > c > bと述べて特別の関心は示していない[77]。とと 異 な っ て い る 。 こ れ に つ い て Huggins

ころが、同じ年に出されたフランス科学アカ(1865)は a (窒素)、c (未同定)、 b（水素）とデミーへの報告では指摘しただけで、強度比に対してはコメント「これら Wolf 氏の星はすべて青色部に美していない。この時期に Huggins はまだ a

しく、強い輝線を示し、オレンジ帯にも輝線を窒素起源と考えていたようである。また、線が見えている。これらの星は IV 型の星星雲に見られる３本の輝線といえば、２回電の中で炭素を示す一群かもしれない。」

離酸素の禁制線 [OIII] λ5007, λ4959Åととのべており、判断が揺れる中で炭素星の可水素の Ｈβ線 (λ4861Å)のはずであるが、能性を示唆している[86]。現在、炭素星と WR

図 17 を見ると a, c 線が接近しすぎている。

星とはまったく別の星であるが、進化の進んSecchi が [OIII] λ4959Å を認識していただ状態にある星としての共通点はある。違いかどうかは疑わしい。それについて Hugginsは星の質量である。

も何も言っていないが、彼の場合は図 9（「天炭素星は HD 分類では R – N となってお文教育」2009 年 5 月号）に見るように、3 本

り、炭素のスワンバンドの存在で識別される。

の輝線はほぼ正しい位置にスケッチされていそのうち、Secchi が発見したのは晩期の Nる。

型星である。N 型星は C2, CH, CN, C3 など

因 み に ２ 回 電 離 酸 素 の 禁 制 線 [OIII] λの炭素分子が顕著であり、Secchi の発見に因

5007, λ4959Åの強度比は準安定状態からのんで「古典的炭素星」とも呼ばれている。質

遷移確率の比で決まり、星雲のガス密度が臨

量は 3 M 以下の赤色巨星で AGB (漸近巨星

界密度 (105 個/cm3 程度)より小さければ a : c分枝) の段階にある星と考えられている。ま= 2.91 になっている。一方、Hβλ4861Åはた、この段階に達するには数 10 億年以上の電離水素からの再結合線であるから、その強時間が必要である。

度は星雲のガス密度と視線上のガスの総量に一方、WR 星は大質量星（20 – 60 M）の依存するから、星雲によって禁制線との比は最後の段階にある星で超新星爆発へと向かう異なる。もちろん、これは後の話である。

途次にある。最後の段階といっても質量が大きいため進化の速度は速く、 年令も数千万年以下である。そのため WR 星は若い星形成領域に分布する。従って、炭素星とは銀河系内の分布も異なるが、もちろん、Secchi の時代
天文教育 2009 年 7 月号（Vol.21 No.4）

■ 連 載―24―

恒星天文学の源流【4】 ■うエピソードがある。こうして Secchi はその後もバチカン天文台長としての任務を続けたが 1878 年、病を得て死去した。享年 60 才で
あった。
5.7

Vogel による分光分類の発展

恒星分光の歴史の中で、Hermann C. Vogel(1841–1907) は 2 つ の 点 で Huggins とSecchi を引き継いでいる。1 つは分光分類の改良、2 つ目は恒星の視線速度の測定である。
図 17オリオン星雲の輝線スペクトルの観測

報告とスケッチ[87]

Vogel について少し触れておきたい[88]。
Vogel は Leipzig の裕福な大家族の末っ子として生まれた。Jena 大学で天文学を学び

5.6

Secchi の宗教思想と晩年

1868 年に恒星および星雲の位置測定学で学位

Secchi はすぐれた天文学者として恒星分光を得ている。1870 年、北ドイツのキールに近に大きく貢献しているが、同時にイエズス教

い Bothkamp に C. von Bülow によって建設会の司祭として強い宗教的信念を持っていた。

された個人天文台の台長を委嘱され 4 年間、彼は自然界のすべての過程は「運動のエネル

ここで観測にあたる。望遠鏡は 11 インチ (28ギー」に起因すると述べて、「 運動論的原子論」

cm) 屈折鏡で、この間、彼は 3 つの仕事を成という、一見、唯物論的な立場をとっている

し遂げている。

が、彼はそれを霊性や知性にまで拡張し、自然界、人間界の根源には神の創造行為がある

第 1 は写真技術の改良で乾式写真乾板による太陽の撮影に成功としてキリスト教的立場を擁護している[58]。

第 2 は分光観測による Doppler 速度の測1870 年に北部イタリア王国の軍隊がローマ定。太陽赤道面の両端の視線速度の測定からを占領し、イタリア中部に広がっていた法王

太陽自転速度を導き、黒点の移動から予測さ領を併合してイタリアを統一するという情勢れていた自転周期を裏付けた。また、明るいが生じた。その結果、法王領はローマ市内の星の視線速度の測定精度を信頼できる値まで

一部に限定され、イタリア王国と法王庁は国高めた[89]

交断絶という状態になった。この断絶が解け

第 3 は Secchi による恒星の分光分類を改良たのは 1929 年になってからで、その後カスした[90]。このとき提案された分類を表にしテルガンドルフォに法王の離宮が認められ、て表 4 に示そう。

天文台が移転されるようになったのはようや

この分類は多少細分化しているが基本的姿

く 1930 年代に入ってからである。1870 年の勢は Secchi と変わらない。Ic や IIb のよ

事件のとき、イタリア国王は Secchi を自国にう に 輝線 星 を別 立 て に し た の が 目 に 付 く 。

招き入れようとして、大きな天文台を建設し1895 年になって Vogel はさらにこの分類をてそれを彼に任せるがどうかなど、いろいろ改定しているが、それは Norman Lockyer

誘惑を試みたことがある。このときも Secchi(1868)によって太陽彩層に発見されたヘリウは法王への忠誠を崩さず、節を曲げなかった

ム線に基づいている[91]。彼はオリオンの 3ので、イタリア王も最後にはあきらめたとい
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恒星分光の開幕期

表4

その 4

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Vogel (1874)による Secchi の分類の改良[90]-------------------------------------------------------------------------------------------------------------------Vogel の Class

Secchi の Class

MK 分類

代表星

-------------------------------------------------------------------------------------------------------------------Ia

I

Sirius, VegaA

Ib

I (Orion)βγδεOriO, B

Ic

I (後に V)γCas, βLyr

Be

IIa

II

Capella, Arcturus, Aldebaran

F5 – K5IIb--

T CrB, WR, R Gem

Nova, WR, Mira

IIIa

III

αHer, αOri, βPeg

M

IIIb

IV

Schjellerup 78, 152, 273

Carbon 星---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------つ星を始めとする白色星のなかにヘリウム吸頃、プロシャ皇帝フリードリッヒは Kirchhoff

収線を同定し、I 型の星を次のように改定し顕彰のため、両者を統合して Potsdam に新ている[92]。

しい天文台を建設する考えを持っていた。そIa 型はヘリウム線を示さない。水素線が弱の設立計画を任されたのが Vogel と Spörer

まると金属線が強くなるという傾向からこのであった。 2 人は協力して太陽と星の物理過型は Ia1, Ia2, Ia3 に細分される。(現在の程の解明を目指す天文台を構想した。そのたA0 から A9 へ)

め Vogel はヨーロッパ各地とくにイギリス本Ib 型はヘリウム線が現われる。その中で λ4026Å λ4472, λ5016, λ5876 (D3) が顕著である。(現行の O, B 星)土の視察に回っている。
こうして、天文台は Potsdam 天体物理天文台として 1882 年に開設され、Vogel が初代

Ic 型は Ic1, Ic2 に分けられる。Ic1 は輝台長に就任する。主要機器は 13 インチ (30線が水素にのみ現われるが (γCas)、 Ic2 でcm)、8 インチ(20 cm) 屈折望遠鏡でともには水素のほかヘリウムを輝線として示す(β

写真装置と分光器が取り付けられ、太陽、月、Lyr)。

惑星から星、星雲、彗星など多様な天体観測

こうして Vogel と Wilsing (1899)はこの改に用いられた。天文台は皇帝からかなりの財

定分類に従って主に I 型の星を含む 528 星の政的支援を受けたので Vogel は次の 2 つのプカタログをまとめている[93]。

ロジェクトを立ち上げた。
1) 恒星の視線速度の系統的測定に関する話を 1874 年に戻すと、この年、Vogel はベ
ルリン天文台に移る。ここは F. J. Galle が海作業チーム
2) 口径 80 cm (31.5 インチ) 屈折望遠鏡建王星を発見したところである。一方、ポツダ

設計画の推進チーム

ム天文台では G. Spörer が太陽観測を行ってこのうち第 1 については写真分光による解析

いた。Spörer は太陽黒点の移動から黒点の発が進み、そのまとめが MNRAS に掲載され生地帯が中緯度から赤道方向に移動する「バている[94]。リストは 51 星を含み、測定精度

ターフライ図」の発見で知られている。そのは 2.7 km s-1 に達し、Huggins の 10 倍の精

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■ 連 載

恒星天文学の源流【4】 ■度をもっていた。なお、Vogel は視線速度のことを「視線上における固有運動」などと呼んでいるのも面白い。第 2 の 80 cm 望遠鏡は1890 年に建設が始まり、1899 年に完成する[95]。これはパリ天文台(ムードン)の 80 cm
鏡と並んで欧州最大の屈折望遠鏡である。
Vogel は生涯最後の年まで台長を勤めるが、晩年は体調を崩し、オルガン演奏など音楽を楽しむことが多かったという。1907 年 8 月
病状が悪化して不帰の人となった。
Potsdam 天体物理天文台は 1992 年に再編
図 18 Hermann C. Vogel 肖像 (Wikipedia より転載)

成 さ れ 、 現 在 の Astrophysical InstitutePotsdam へと発展する（http://www.aip.de/ ）。

文 献[57] Secchi, P. A., Les Etoiles, 2 volumes,

Schreiben des Hern Secchi der Sternwarte

Alacan, Paris, 1895, pp.438 (著書)Collegio Romano an den Herausgeber. (初[58] Pohle, J. 1904, Catholic Encyclopedia,

期の日食写真観測に関する台長報告)

Volume 13, Angelo Secchi. (回想録)[65] Secchi, A. 1861, AN, 54, 35, Observations

http://www.newadvent.org/cathen/13669a.htm p.1-4

de l’éclipse du 18 Juillet 1860.（日食写真観測）[59] Angot, A. 1905, Dictionnaire[66] Eddy, J. A. 1974, A & A, 34, 235 – 240,

Biographique, Imago Mundi, Pietro Angelo

A nineteenth-century coronal transition.

Secchi. (回想録)[67] Secchi, A, and Winnecke, A. 1857, AN,

http://www.cosmovisions.com/Secchi.htm p. 1-6

45, 251, Doppelsterunmessungen von Hern[60] McCarthy, M. F. 1950, Popular Astronomy,Prof. Secchi, mitgetheilt von Hern Dr.

58, 153-168, Fr. Secchi and stellar spectra.

Winnecke.（２重星の観測）[61] Obituary 1879, MNRAS, 39, 238,

[68] Secchi, A. 1861, MNRAS, 21, 83, Catalogo

Angelo Secchi.(王立天文協会会長による追悼記)

di 1321 stelle doppie misurate col grande[62] History of the Vatican Observatory

equatoriale de Merz. (２重星のカタログ)

http://vaticanobservatory.org/History_p1.h[69] Secchi, A. 1863, AN, 59, 193 – 196,

tml

Schreiben des Hern Prof. Secchi an den

p. 1-5[63] Secchi, A. 1851, MNRAS, 11, 199, On

Herausgeber. (恒星分光観測第１報)

M. Foucault’s pendulum experiment.（フー[70] Secchi, A. 1863, Comptes Rendus, 57,

コー振子追実験）

71-75, Note sur les specters prismatiques[64] Secchi, A. 1852, AN, 33, 139-141,

des corps célestes.（ 科学アカデミーへの恒星

天文教育 2009 年 7 月号（Vol.21 No.4）

恒星分光の開幕期

その 4

―27―

分光の報告）

the spectra of stars of Secchi’s fourth type.

[71] Secchi, A. 1866, MNRAS, 26, 214,[85] Hale, G. E. and Ellerman, F. 1899, ApJ,

Spectrum of α Orionis. (page 215–217 に10, 87-112, On the spectra of stars of

Huggins and Miller のコメントあり)

Secchi’s fourth type, I.

[72] Secchi, A. 1866, MNRAS, 26, 308, On[86] Secchi, A. 1869, Comptes Rendus, 69,

the spectrum of Antares.

39-41, Sur les specters des trois étoiles de[73] Secchi, A. 1866, MNRAS, 26, 274 - 275,

Wolf, et sur l’analyse comparative de laSpectrum of α Orionis.

lumière du bord solaire et des taches.

[74] Secchi, A. 1868, MNRAS, 28, 196.

[87] Secchi, A. 1865, MNRAS, 25, 153-154,[75] Secchi, A. 1868, C.R., 67, 373 -376, Sur

On the spectrum of the nebula of Orion. (pageles specters stellaires. (Class IV)

154 に Huggins and Miller のコメント).

[76] Secchi, A. 1877, Die Sterne, Brockhaus[88] Frost, E. B. 1908, ApJ, 27, 1-11,

Leipzig, p.70 (Class V)

Hermann Carl Vogel.(ボーゲルの伝記)[77] Secchi, A. 1869, AN, 73, 129-138,[89] Vogel, H. C. 1873, AN, 82, 292-298,

Catalogue des étoiles colorées dont on obervé

Versuche die Bewegung von Sternen durch

le spetre prismatique à l’observatoire duspectroskopische

Collège Romain dans 1867 et 1868.

ermitten. (星の視線速度)[78] Schjellerup H. K. F. K. 1866, AN, 67, 97,[90] Vogel, H. C. 1874, AN, 84, 113-124,

Catalog der rothen, isolirten Sterne, welche

Spectralanalytische Mitteilngen. (分光分類)

bis zum Jahre 1866 bekannt gevorden sind.

[91] Lockyer, N. 1868, Proc. Roy. Soc.

（赤色星のカタログ）

London, 17, 131.(ヘリウム発見)

Beobachtungenzu[79] Hearnshaw, J.B. 1986, The Analysis of[92] Vogel, H. C. 1895, ApJ, 2, 333-346, On

Starlight - One Hundred and Fifty Years of

the occurrence in stellar spectra of the lines

Astronomical Spectroscopy, Cambridge Univ.

of Clèveite gas, and on the classification ofPress, Chapter 4, A. Secchi and spectral

stars of the first spectral type. (Clèveite gasclassification, p. 57-66, p.82 (Table 4.1)

= Helium gas, I 型星の改定分類)[80] McCarthy, M. F. 1994, in The MK[93] Vogel, H. C. and Wilsing, J. 1899, Publ.

Process at 50 years, ASP Conf. Ser. Vol. 60,

des Astrophys, Obs. zu Potsdam: 12, Bd.1,

224 – 232, Angelo Secchi and the discovery

Untersuchungen uber die Spectra von 528

of carbon stars.(炭素星発見史)

Sternen. (I 型星の分光カタログ)[81] Yamashita, Y. 1972, Ann. Tokyo Astron.

[94] Vogel, H. C., 1892, MNRAS, 52, 541-

Obs.,

169-217,544, List of the proper motions in the line

The C-classification of the spectra of carbon

Second

Ser.,

Vol.

13,

of sight of fifty-one stars. (視線速度の測定)

stars.（炭素星分光分類）[95] Vogel, H. C. 1900, ApJ, 11, 393-399,[82] Secchi, A. 1866, C.R., 63, 621-634,

Description of the spectrographs for the great

Nouvelles recherches sur l’analyse spectrale

refractor at Potsdam.

de la lumiere des étoiles.（分類数を 2 から 3 へ）[83] Secchi, A. 1875, Ast. Register, 13, 208

小暮智一（元京都大学）[84] Hale, G. E. 1898, ApJ, 8, 237-241, On
天文教育 2009 年 7 月号（Vol.21 No.4）