２００６年度
２００６年度サイエンス
年度サイエンス・サイエンス・パートナーシップ・パートナーシップ・プロジェクト教員研修
プロジェクト教員研修『理科嫌いをなくし理科嫌いをなくし理科
いをなくし理科をおもしろくする
理科をおもしろくする実験をおもしろくする実験・実験・観察授業の観察授業の創造』
創造』

講義：
講義：小学校理科Ｃ
小学校理科Ｃ領域「領域「地球と地球と宇宙」宇宙」に関する基礎的・基礎的・基本的な基本的な実験及び実験及び観察方法について
観察方法について実験：
実験：天文及び天文及び地震に地震に関する簡単する簡単な簡単なデモ実験
デモ実験と実験と実習

２００６年
２００６年７月２６日
２６日（水）９：００～００～１２：
１２：３０

I. 西浦 慎悟 （天文学）
II. 里 嘉千茂 （地震学・測地学）
東京学芸大学 自然科学系
広域自然科学講座 宇宙地球科学分野

Ⅰ. 宇宙に関する講義・実験・観察
1. 講義
1.1 地球と夜空の星々
地球と夜空の星々
私達の住む地球は、直径が 12800km、質量が 6.0×1024kg のほぼ球形をしています。地球上には 8000mを越える高い山や、10000m よりも深い海溝などがありますが、地球全体から見ればわずかなもので、地球をリンゴの大きさまで縮めると、その表面はリンゴよりも滑らかになると言われています。
地球は太陽のまわりを約 1 年で一周しています。地球から太陽までの距離は約 1 億 5000 万 km で、太陽から出た光(秒速 30 万 km)が地球に届くまで 8 分 20 秒かかります。しかし同じこの距離を進むためには、新幹線(時速 300km)で 57 年、徒歩(時速 4km)で 4280 年もの時間がかかります（図１）。天文学では天体までの距離や天体のサイズが非常に大きくなるため、太陽と地球の間の距離を 1AU（天文単位）という単位で表わし、距離や大きさを表現するときに使用します。参考までに、光の秒速 30 万 km という速さはこの宇宙でも最も早く、1 秒の間に地球を 7 回半も回ることができます。
光（秒速30万km）
8分20秒
太陽

地球

新幹線（時速300km）
57年
徒歩（時速4km）
4280年(↑図１ ： 太陽から地球までの旅)

夜空に輝く星々は、肉眼で見えるものだけで北半球側で約 3500 個、南半球側でも約 3500 個、あわせて全天で 7000 個あると言われています。これらのほとんど全ては、太陽のように自分で光り輝いています。しかしこの星たちが太陽ほどまぶしくないのは、地球や太陽よりも恐ろしく遠くにあるためです。そしてそのために、数千年程度の時間では空での星々の互いの位置はほとんど変わることがありません。このような星たちは恒星と呼ばれています。
その一方で、古代から水星、金星、火星、木星、土星の五つの明るい星は、少しずつ空での位置を変えていきます。これらはその動きから惑星と呼ばれるようになりました。そして惑星はその後、18 世紀末に天王星、19 世紀半ばに海王星、そして 20 世紀初めに冥王星が発見されましたが、これらは望遠鏡を使わなければ観ることができないほど暗い惑星です。

1.2 惑星：地球の仲間たち
今では惑星は太陽のまわりを回る星であり、地球もその仲間であることが知られています。これらは太陽から近い順に、水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星、海王星、冥王星の順番で、ほぼ同じ平面上を同じ向きに回転しています。太陽を中心とするこの惑星のグループを太陽系と呼びます（図２）。太陽系の仲間には、九つの惑星だけではなく、月のように惑星の周りをまわる衛星や、主に火星と木星の間に無数に存在する小惑星、細長い楕円軌道を描いて飛来する彗星(「ほうき星」とも呼ばれる)なども含まれます。地球の引力にひかれて落ちてくる隕石や流星ももちろん太陽系の仲間です。太陽系の惑星の中でもっとも大きいのは木星で、直径は地球の約 11 倍、重さは約 318 倍もあります。反対にもっとも小さい惑星は冥王星で、直径は地球の約 1/5 倍、重さは 0.0023倍しかありません。この大きさは地球の衛星である月よりもさらに一回り小さいサイズです。数年前、そのあまりの小ささに、国際天文学連合(天文学者の世界的な集まり)で冥王星を惑星から小惑星に格下げしてはどうか？という話し合いが行われたこともあります。
太陽は、太陽系の中で唯一自ら光を放って輝いている星です。太陽は夜空に輝く恒星と同じ仲間なのです。他の惑星や衛星・小惑星・彗星などは、太陽からの光を反射しているに過ぎません。

1太陽

冥王星
光（秒速30万km）

5時間30分

新幹線（時速300km）
2250年
徒歩（時速4km）
17万年注）太陽・惑星どうしのサイズ比は実際とは異なる。

(↑図２ ： 太陽系の惑星たち。NASA Jet Propulsion Laboratory ホームページより。画像を一部改変)

18 世紀末に天王星が発見されるまで、長い間、土星が太陽系のもっとも果ての惑星であると考えられていました。太陽から土星、冥王星までの距離や所要時間は表１のようになります。距離でみると、古代に比べて、太陽系の理解が４倍になった訳です。
さらに 1992 年以降は、海王星の外側に多数の微惑星が発見されるようになりました。今では太陽から数 10 から数 100 天文単位の距離には微惑星が帯状に広がった領域(エッジワース・カイパーベルト)があると考えられています。これら微惑星は太陽系が形成される時に、取り残された天体達ではないかと言われています。
さらに太陽から 2 万から 10 万天文単位の距離には微惑星が球殻上に集まった「オールトの雲」が存在する可能性も指摘されています。多くの彗星はエッジワース・カイパーベルトやオールトの雲からやって来ると考えられています。
地球
太陽からの距離光(秒速 30 万 km)
新幹線(時速 300km)
人(時速 4km)

土星

1 億 5000 万 km
1 AU
8 分 20 秒
57 年
4280 年

14 億 3200 万 km
10 AU
1 時間 20 分
545 年
4 万 8000 年

冥王星
59 億 3100 万 km
40 AU
5 時間 30 分
2250 年
17 万年（表１ ： 太陽系の惑星への旅）

1.3
1.3 恒星の世界から天の川銀河へ
恒星の世界から天の川銀河へ
太陽は直径が地球の約 108 倍、重さは約 33 万倍もある恒星です。恒星のほとんどはその内部で 4 つの水素原子（H）から 1 つのヘリウム原子(He)を作り出し、これにともなって生じるエネルギーで光り輝いています。この原理は水素爆弾（破壊力は原子爆弾よりもはるかに大きい）と全く同じもので、核融合反応を利用したものです。
太陽の次に私たちに近い恒星はケンタウルス座アルファ星（アルファ・ケンタウリ）です。太陽を出た光がこの星に到着するまでには 4.4 年もの時間がかかります。天文単位よりも長い距離が必要な場合、天文学では光が 1 年で進む距離、約 9 兆 5000 億 km を 1 光年として、これを用います。つまり太陽からアルファ・ケンタウリまでの距離は 4.4 光年ということになります。さらにアルファ・ケンタウリは太陽とほぼ同じ明るさ・大きさの恒星です。今、太陽とアルファ・ケンタウリを 100 円玉サイズに縮小すると、太陽とアルファ・ケンタウリの間は650km にもなります。これは東京から北海道の函館、もしくは広島に相当する距離です（図３）。

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見通す恒星の数が少なく、天の川以外の領域として見える
太陽系

2万8000光年
9万8000光年見通す恒星の数が多く、天の川として見える（↑図３ ： 恒星までの距離。Perry-Castaneda Library Map Collection HP より ） （↑図４ ： 銀河系［天の川銀河］のつくり ）さらに 2000 億個もの恒星が集まって、中心部分が広がった巨大な円盤状の天体を形作っています。
この巨大な円盤型の天体を銀河と呼びます（図４）。夏や冬の夜空を飾る天の川は、私たちが円盤状に集まった銀河の中に住んでいる証拠の一つです（図５）。そしてこの宇宙には銀河と呼ばれる天体が何万何億と存在することが分かっています。特に私たちが住む銀河を銀河系または天の川銀河と呼んで、他の無数にある銀河と区別しています。銀河系の直径は約 9 万 8000 光年、太陽系は銀河系中心から 2 万 8000 光年も離れた位置に存在しています。

（↑図５： 夏の天の川。東京大学大学院天文学教育研究センター[IoA]木曽観測所提供）

1.4 銀河宇宙の世界へ
銀河の約半分は互いに集まって銀河群や銀河団といった集団を形成しています（図６、図７）。
銀河群は銀河が数 10 個集まった宇宙の街、銀河団は銀河数 100 個から数 1000 個からなる宇宙の大都会です。そしてこの宇宙には銀河群や銀河団が無数に存在しています。このような銀河の集団が宇宙のどこまで広がっているのか、これは現代天文学研究の重要なテーマの一つです。

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（↑図６： ［左上］子連れ銀河 M51。［右上］銀河群ステファンの五つ子。東京大学 IoA 木曽観測所提供）（↑図７：おとめ座銀河団。東京大学 IoA 木曽観測所提供 ）1.5 恒星の一生
天文学関連の書籍や百科事典を鮮やかに彩る様々な星団や星雲の多くは、銀河系の中に存在する天体です。しかもこれらは恒星の一生と密接に関係しています。
全ての恒星は、非常に濃いガスとチリの中で生まれます。このようなガスとチリの塊は、背景からの光を遮るため、暗黒星雲として観測されます。暗黒星雲とは、恒星の材料が豊富に揃った場所なのです。オリオン座の馬頭星雲では、既に若い恒星が輝き初めていますが、その光を手前にある非常に濃いガスとチリが遮って、あたかも馬の頭のように見えています（図８）。銀河系にはこのような暗黒星雲がたくさん存在しています。
暗黒星雲の中からたくさんの恒星が次から次へと生まれてきます。質量が大きく、温度の高い恒星は、非常に強力な紫外線を放射します。暗黒星雲のガスやチリは、この紫外線によって電離（イオン化）し、イオンはその温度や密度によって様々な色の光を放出します。このような色鮮やかな天体は散光星雲と呼ばれます。散光星雲は、たくさんの恒星が輝き出したばかりの場所なのです（図９）。
散光星雲の特に鮮やかな赤い色は、紫外線を受けて発光している電離水素ガス、青い色はチリによって反射された恒星の光です。
暗黒星雲や散光星雲などの恒星が誕生する場所は、まとめて星形成領域と呼ばれます。
オリオン座やおうし座、いて座の方向には、このような星形成領域がたくさん分布しています。

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（図８： 暗黒星雲、オリオン座馬頭星雲。東京大学 IoA 木曽観測所提供）（図９： 散光星雲、［左］いて座オメガ星雲 M17、［右］いて座三裂星雲 M20。東京大学 IoA 木曽観測所提供）

ガスとチリの中で生まれた恒星は、やがてそのエネルギー放射で周りに残る星雲を吹き飛ばしてしまいます。恒星は星形成領域の中で集団で誕生するため、星雲が吹き飛ばされた後には、比較的若い恒星の集まりが現れます。このような恒星の集団を散開星団と呼びます（図１０）。プレアデス星団
は、日本では古来から「すばる」の名前で親しまれてきた散開星団です（図１０[左]）。プレアデス星団の周りには淡いガスが存在していますが、これは長い間、吹き飛ばされずに残ったガス星雲だと考えられていました。しかし最新の研究から、プレアデス星団は若い恒星からなる散開星団と、それとは無関係なガス星雲が、今まさに衝突している天体であることが分かってきました。
太陽の８倍よりも軽い恒星は、水素を使い尽くすと、今度はヘリウムからベリリウム、炭素、酸素、ネオンと次々に重い元素を合成して輝き続けます。そして同時に大きく膨張して表面温度が下がり、赤色巨星へと進化していきます。
赤色巨星は、膨張と収縮を繰り返して、自分自身が持つガスを周りの宇宙空間に断続的に放出します。そして恒星本体は小さく収縮して温度が上がり、白色矮星（はくしょくわいせい）になります。

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（図１０： 散開星団、［左］おうし座プレアデス星団 M45、［右］ペルセウス座 NGC1342。東京大学 IoA 木曽観測所提供）（図１１： 惑星状星雲、［左］こと座リング状星雲 M57、［右］こぎつね座亜鈴状星雲 M27。東京大学 IoA 木曽観測所提供）

白色矮星はサイズが地球程度の非常に小さな恒星ですが、その密度は 1cm3 あたり 1 トンにもなります。そして放出されたガスは、白色矮星から放射された紫外線を受けてイオン化し、様々な色で輝きます。このような天体を惑星状星雲と呼びます（図１１）。
” 惑星状”という名前がついているのは、その見かけが木星や土星のような惑星のように見えるからだと言われていますが、勿論、実際の金星や土星といった惑星とは何の関係もありません。
太陽の８倍よりも重い恒星は、核融合反応をどんどん進めて、最終的にはその中心部に鉄を合成します。そして最後に凄まじいまでの大爆発を起こし、自分自身のほとんど全てを吹き飛ばしてしまいます。これを超新星爆発と呼びます。鉄までは元素は恒星の核融合反応で合成されますが、鉄よりも重たい元素は超新星爆発のエネルギーで合成され、その爆発で宇宙空間へばら撒かれていきます。そしてその中心部には中性子星やブラックホールなどの超高密度天体が形成されます。
中性子星は、直径が 10km 程度の非常に小さな星ですが、その密度は 1cm3 あたり 10 億トンにもなります。また中性子星は、強力な磁場を持ち高速で自転しているため、周期的な電波を発するものがあり、このような中性子星はパルサーと呼ばれます。
ブラックホールは、中性子星よりもさらに密度が高く、1cm3 あたり 200 億トン（富士山 50 個分）にもなります。この凄まじい高密度のため、ブラックホールの重力は想像を絶するほど強力なものになっており、一度その重力に捕まったものは、宇宙最速の光でさえも脱出不可能です。
超新星爆発で宇宙空間に放出された物質は、その衝撃波のエネルギーでイオン化し、鮮やかな色で輝き出します。これらは超新星残骸と呼ばれます（図１２）。おうし座のかに星雲は 1054 年に爆発した超新星の残骸です（図１２[左]）。この時の超新星爆発は、平安時代の貴族藤原定家によって「明月記」に記録されていました。かに星雲の中心にはパルサーが見つかっています。また明月記にはかに星雲以外にも、いくつかの超新星爆発の記録が残されています。はくちょう座の網状星雲は 1 万年ほ
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ど前に爆発した超新星の残骸であると考えられています（図１２[右]）。

（図１２： 超新星残骸、［左］おうし座かに星雲 M1、［右］はくちょう座網状星雲 NGC6960-92-95。東京大学 IoA 木曽観測所提供）

赤色巨星や超新星爆発によって銀河系内に放出された物質は、やがて別の場所でぶつかり合って、新たな星形成領域を形作ります。そしてそこで次の世代の恒星が生まれます。銀河系の中ではこのような恒星の輪廻転生が繰り返され、そして次から次へと重たい元素が合成されていきます。恒星は元。
素合成機、銀河系はそれが 2000 億個も集まった巨大な元素製造工場であると言えます（図１３）散開星団（若い恒星の集まり)（若い恒星の集まり)

暗黒/暗黒/散光星雲(ガスとチリの巨大な雲)
ガスとチリの巨大な雲)

赤色巨星（老人の星）

惑星状星雲

軽い星+白色わい星

重い星

超新星残骸

ガスとチリ
超新星爆発
+中性子星またはブラックホール（図１３： 恒星の輪廻転生）

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1.6 銀河系最古の天体：球状星団
銀河系の内部には、散開星団とは異なる星団も存在しています。この星団は、数 10 万から数 100万個もの恒星が球形に密集しており、その形状から球状星団と呼ばれています（図１４）。散開星団中の恒星が比較的若い恒星であるのに対して、球状星団を形作る星々は非常に古い恒星で、散開星団が天の川に沿って分布しているのに対して、球状星団は天の川以外の領域にもたくさん分布しています。詳しい研究からは、球状星団は銀河系の円盤部分を覆う球状の空間に広く分布しているといわれています。
球状星団に属する恒星は、他の恒星に比べて金属量が少ないことが知られています。鉄までの元素合成は恒星内部、それよりも重い元素の合成は超新星爆発によって行われることを考えると、球状星団のもとになったガスやチリは、もともと金属が少ない、つまり銀河系が形成されはじめた頃に誕生した天体であることを示しています。実際に導出された球状星団の恒星の年齢は、別の研究から得られた宇宙の年齢と同程度です。球状星団を調べることで銀河形成の初期の状態にアプローチできると考えられています。

（図１４： 球状星団、［左］さそり座 M4、［右］ペガスス座 M15。東京大学 IoA 木曽観測所提供）

2. 実験・観察
現場の学校教員からは、小・中・高等学校の理科では特に天文分野の指導は難しい、という声が多いようです。私見ですが、この原因は i) 元々、教員養成系大学・学部において、天文学を学べる場所が少ない、という学校教員側の要因と、ii) 平面的にしか観察できない天体の動きや形を、立体的に理解しなければならず、特に小・中学生ではこの能力が発達途上にある、という児童・生徒側の要
因、そして iii) 夜間の観察が学校教育現場ではほぼ不可能であるため、暗記とパターン解法の学習に頼らざるを得ない、という現場の問題が複合してるため、と考えられます。
ここでは、現場で利用できそうな簡単な教材や話題を幾つか紹介します。

2.1 月・金星の満ち欠け
月は地球の衛星で、直径は地球の約 1/4、重さは地球の約 1/100 です。地球から月までの距離は約38 万 4400km、地球を発した光は 1 分 17 秒ほどで月に到着します。月の自転周期と、地球の周りを回る公転周期が一致しているため、月はいつも地球に同じ面を向けていることになります。このため、探査機が月の裏側の写真を取るまでは、月の裏側には森や海があって生物がいると信じる人々もいました。
金星は地球の一つ内側を公転している惑星です。サイズは地球より一回り小さい程度で、その表面は非常にぶ厚い大気につつまれています。この大気のほとんどは二酸化炭素（CO2）で、地表には硫酸の雨が降っています。この姿は太古の地球と同じであると言われています。金星は地球に対して、8太陽と反対側には行けないため、地球から満ち欠けのない金星をみることは不可能です。
材料：ピンポン玉、電気スタンド
材料：
場所：暗くした実験室・教室。
場所：
内容：太陽・地球・月（金星）の位置関係と、月・金星の満ち欠けの関連性を体感する（図１５）。
内容：
発展：・電気スタンドを使う代わりに、半球部分だけを黒マジックで黒く塗ったピン発展：
ポン玉を使うと満ち欠けはより鮮明になる。
・デモ実験の場合は、バレーボールなど前面真っ白なものを月に見立てるのが良い。サッカーボールやバスケットボールは表面の模様で分かり難くなる。
・光を当てたバレーボールを輪になって囲み、それぞれの位置からどのように見えるかを報告・確認し合う。

（図１５：ピンポン玉による月・金星の満ち欠け実験［左］三日月、［右］上限の半月）

2.2 星座早見盤
材料：星座早見盤（意外と種類があるので購入時は注意すること）
材料：
場所：天体観察や観望会を行い野外、教室・実験室。
場所：
内容：天体位置の時間変化。季節によって見える星座の違いを擬似的に体験。ただし、内容：太陽と地球、各星座の位置関係については何も言及していないので、この点には注意する。
発展：・特に、天の川と各種天体が盤面に記入されている星座早見盤を使い、天の川
発展：と各種天体の分布を調べることで、私たちが住む銀河系の構造に関する示唆を与えることが出来る。
・流星群のアナウンスには、非常に効果がある（後述）。
欠点： 月や惑星などについては、星座早見盤ではフォローしきれない。

2.3 流星群
彗星は細長い楕円軌道を描いて、太陽の周りを回っている太陽系の仲間の星です。有名なハレー彗
星は、７６年かけて太陽を一周します。彗星の本体は巨大な氷とチリの塊で、これが太陽に近づくことで溶け出し、長い尾を形成します。そして彗星は常にその通り道の上に、たくさんのチリをばら撒いています。そしてそのばら撒かれたチリの中に、地球が入っていくと、たくさんのチリが地球の万有引力に引かれて落ちてきます。これが流星群です。
特に有名な流星群には以下のようなものがあります（表２）。月夜や街中でなければ、暗い流星でも肉眼で観察することができるでしょう。流星群に冠される星座の名称は、流星の多くがその星座の方向から飛んでくるように見えることに由来しています。

2.4 日食・月食『理科年表』や『天文年鑑』には数年先までの日食・月食の情報が詳細に記されています。ですが特に日食の観察には、専用の用具を使用するようにしましょう。目を傷めてしまいます。先程のピンポン玉やバレーボールを使った月の満ち欠けの実験の応用として、日食、月食も使用できます。

9流星群名しぶんぎ座流星群
みずがめ座η流星群
ペルセウス座流星群
しし座流星群
ふたご座流星群

極大

親天体

01 / 03 － 01 / 04
05 / 04 － 05 / 05
08 / 12 － 08 / 13
11 / 17 － 11 / 18
12 / 12 － 12 / 14？？？？？
ハレー彗星
スイフト・タットル彗星
テンペル・タットル彗星
パエトン（小惑星）？

（表２： 主な流星群）

2.5 銀河鉄道の夜
銀河鉄道の夜宮沢賢治の小説「銀河鉄道の夜」に登場する銀河鉄道は、はくちょう座（北十字）から天の川に沿って南十字までを結ぶ鉄道として描かれています。星座早見盤をはくちょう座（北十字）から南十字星まで辿ってみると、琴座、はくちょう座のアルビレオ（はくちょう座ベータ星）やさそり座の一等星アンタレス（赤色巨星）、ケンタウルス座など、銀河鉄道の夜に登場するモチーフが連なっていることが分かります。また南十字座のそばにある石炭袋という暗黒星雲なども登場します。

3. 資料・参考
本テキストの作成に参考とした文献・ホームページなど。
・ 『理科年表平成１８年版』、国立天文台編、丸善株式会社
・ 『宇宙が見える星座早見盤』（NPO 法人サイエンス・ステーション、HP 参照）
・ 『雑学を越えた教養シリーズ・天文学はこんなに楽しい』（縣秀彦、誠文堂新光社）
・ 『新編・銀河鉄道の夜』（宮沢賢治著、新潮社）
・ 東京大学大学院理学系研究科天文学教育研究センター(=IoA)
http://www.ioa.s.u-tokyo.ac.jp
・ 東京大学大学院理学系研究科天文学教育研究センター木曽観測所
http://www.ioa.s.u-tokyo.ac.jp/kisohp/
・ NPO 法人サイエンス・ステーション（Science Station）
http://sciencestation.jp/
・ アストロアーツ
http://www.astroarts.co.jp/
・ NASA Jet Propulsion Laboratory
http://www.jpl.nasa.gov/
・ Perry-Castaneda Library Map Collection
http://www.lib.utexas.edu/maps/
謝辞：本テキスト作製に関して、参考にさせて頂きました上記 HP および著者・出版社の方々に御礼申し上げます。特に東京大学大学院理学系研究科天文学教育研究センター（IoA）および同観測所には天体画像の提供、西浦も参加している NPO 法人サイエンス・ステーションには画像集・資料集の改変使用を許可して頂きました、ここに重ねて御礼申し上げます。本テキスト「 I 」に関する執筆・編集については、西浦に全責任があります。

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