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連載

恒星天文学の源流【2】■恒星天文学の源流【2】恒星分光の開幕期

その２
小暮智一 （元京都大学 ）3. Gustav Kirchhoff (1824–1887)

るものがあるのかどうか、彼はまず Na の炎

ハイデルベルグの繁華街ハウプトストラッ

光から実験を始めた。そのときの模様をセに面してハイデルベルグ大学の化学研究所

Kirchhoff (1861)は次のように描き出していがある。正面の壁にはる[24]。
「私はまず、ようやく Fraunhofer 線の見

IN DIESEM HAUSE HATられる程度の、弱い太陽スペクトルを作っ

KIRCHHOFFておいた。次にナトリウム蒸気によって色1859 SEINE MIT BUNSEN BEGRUNDETづけられた炎光を分光器のスリットの前にSPEKTRALANALYSE

置いてみた。すると太陽の D 線と同じ位置

AUF SONNE UND GESTIRNE GEWANDTに輝線が現われている。ナトリウム線が太UND DAMIT DIE CHEMIE DES WELTALES

陽スペクトルの上で明るく輝いていたのだ。

ERSCHLOSSEN

私は太陽スペクトルの強度をどの程度上げ

この建物において、キルヒホッフは、1859年にブることが出来るかを調べるために充分な太ンゼンとともに、太陽と恒星界の分光解析の基礎

陽光をスリットに送り込んで見た。驚いたを築き、それによって宇宙の化学を開拓した。

ことに D 線はきわめて明確な吸収線に変わ
っていた。
・・・」

と書かれたタブレットが掲げられている。面「この現象は次のように仮定すると容易に白いことにハウプトストラッセを隔てた通り

説明できる：ナトリウム炎は同じ波長で光の反対側には Kirchhoff ではなく Bunsenを放射したり吸収したりする。その炎が他の銅像が首を傾げて人懐こい表情を見せていの放射に対して完全に透明であるとき輝線

る。

となる。
・・・一方、固体または液体による1859年2月、ハイデルベルグから 20 kmほど離れた隣町のマンハイムで火事が発生した。
こ の 研 究 所 の 実 験 室 に い た Bunsen と連続光の前にこの炎を置くと輝線と同じ波長で吸収線が形成される。・・・」
こうして Kirchhoff は太陽スペクトルのD線

Kirchhoffの2人は火事の炎光を分光器に導き、 が Na 元素に対応すること、および、D線がそのスペクトル中にバリウム、ストロンチュ

なぜ吸収線になるかを同時に理解したのであウムの輝線を見つけた。数日後、二人してネる。他の知られた元素についても同じ実験をッカー河を望む山道を散策中、Bunsenがふとして見たが結果はどの元素もそれぞれ対応す

つぶやいた。
「 遠い火事の火が分析できるなら、る Fraunhofer線と一致する。この実験から太陽にも同じことが出来ないだろうか」。このKirchhoff は太陽に Na, Fe, Mg, Ca が確実

一言がきっかけとなって Kirchhoff はさっそに存在し, Cu, Zn, Ba も尐量ではあるが存在

く太陽光を分光器に入れてみた。多数のすると推定した。また、Fraunhofer線が暗線

Fraunhofer 線のなかに地上の元素と対応すである理由も太陽の内部から放射される連続

天文教育 2009 年 1 月号（Vol.21 No.2）

恒星分光の開幕期

その２

―61―

光を吸収するとして容易に理解できた。このシャ帝国への強い愛国心を持っており、実験の成果はその年の 12月 15日にベルリン

Kirchhoffは生涯その強い影響を受けている。

科学アカデミーの会合で報告された[25] 。

ケーニッヒスベルグ大学で数学と物理学を学

Kirchhoff はさらに同定作業を進めて、1861

ぶが、在学中に数学は楕円関数で著名な Carl

年には太陽のスペクトルマップを公刊しておGustav Jacobi (1805 – 1851)に師事している。

り、これは翌年、ロンドンからその英訳版が1847 年、同大学を卒業、Clara Richelot と出版されている[26]。

結婚してベルリンに移る。無給講師とて学生

当時は月より遠い天体は地上とは異なったからの講義料を得て働きながら、この時期の物質で構成されているというアリストテレス

彼はオームの法則を理論的に一般化した電流の考え方が一般的な時代であった。Kirchhoff

回路の研究を行い、複雑な回路を流れる電流の報告は誰も予想していなかった新しい発見の計算を行うための規則を発見した。これはを伝えるものであったが、宗教界や思想家か

電流回路に関するキルヒホッフの法則と呼ばら強い反発を受けたという記録は残っていな

れ、次の２つからなる：

い。因みにこの年の 11 月にはチャールス・
ダーウィンの「種の起源」が公刊され、教会や保守派から激しい批判が集中した。
Kirchhoff とは対照的である。

第 1 法則

回路網内任意の点に流出入する

電流の総和は０である。
第２法則

回路網内任意の閉回路について

起電力の総和と電圧降下の総和は等しい。

Kirchhoff (1824–1887) はKönigsberg（現

これは多重通信における複雑な回路計算に広カリーニングラード）で生まれた。ケーニッく応用され、電気工学の分野では Kirchhoff

ヒスベルグはイマヌエル・カントの生地でもの名前はむしろこの法則によって良く知られある。父は同市の法律顧問で、両親ともプロている[27]。
1850 年になってようやくブレスラウ大学に招聘され、数学と物理学を担当する。ここで彼は 1851 – 52 年のアカデミック（サバティ
カル？）イヤーを送っていた Robert Bunsen(1811 – 1899)と知り合いになり、2 人は互いに意気投合して生涯の友となる。
1854 年、Kirchhoff は Bunsen に招かれてハイデルベルグ大学に移り、Bunsen とともに化学分析法の開発に取り組むことになる。
Bunsen はブンゼンバーナーの発明でよく知られている。これは無色高温の炎中に試料を入れ、バーナーの色の変化によって試料の化学組成を推定するという簡明なものである。

図4

左から順にKirchhoff、Bunsen, およびRoscoe の肖像 [24] 。 1862年撮 影、 Roscoe
はロンドン在住の化学教授で Bunsenの友人、2人には｢光化学研究｣ 1892の共著もある。

一方、Kirchhoff はプリズム分光器を製作し、スペクトル線の特徴によって化学分析の精度を高めようとしていた。1860 年に Bunsen も分光分析の意義を認め、Kirchhoff との共著
「スペクトルの観測による化学分析」と題す

天文教育 2009 年 3 月号（Vol.21 No.2）

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■

連

載

恒星天文学の源流【2】■る論文を次の書き出しから始めている[28]。

の化学分析でストロンチュウムや塩化物な「いくつかの物質は炎に投じると明るい線

どを決定するのと同じ精度で決定する方法

を生じる性質を持っている。物質の定性分が得られたのです。
」

析はこれらのスペクトル線に基づいている。

この手紙は Kirchhoff が太陽スペクトルの第これによって化学反応の分野は大きく拡大

一論文を書き上げている時期に書かれたもの

し、これまで到達できなかった問題を解決

で Bunsen による Kirchhoff の宇宙化学へのできるようになった。」

評価にもなっている。 一方、Bunsen は地上

この書 き出し に続い て論 文はア ルカ リ金 属の化学に徹し、未知の元素を探る独自の研究(Na, Li, K) およびアルカリ土類金属 (Ca, Sr,

を 進 め て い た 。 こ の 手 紙 は Kirchhoff とBa) についてスペクトル線の特徴を記述し、Bunsen の友情を示すひとこまである。Bunsen

この分光分析法の有用性を述べている。図 5は後になって地球化学で新しい分野を開き、はこのときの実験に用いられた分光器を示す。

ハイデルベルグに留まって晩年を送った。

原図には光学系の詳しい説明も付されている。

Kirchhoff は 1859 年の太陽の連続スペク
トルと吸収線の解析が動機となって、放射の問題に取り組み、翌年には Kirchhoff の法則と呼ばれる次の法則を見出している。
１．高温の固体または液体は連続スペクトルを示す。
２．高温の希薄なガスは輝線を示し、異なった元素は異なった輝線を示す。
したがって、輝線の波長を測定することによって元素の種類が特定できる。このとき黒体

図 5

Kirchhoff と Bunsen の用いたプリズ

放射 (black body radiation) という概念がKirchhoff によって導入された[29] 。この法

ム分光器[28]

則は彼らの分光分析法の原理であり、また、
Bunsen が Kirchhoff のよき先輩であり、量子論の発展につながる重要な一歩であった。

暖かい心情を持った人であることは Bunsen

Kirchhoff はその後もハイデルベルグ大学

からロンドンに住む友人の Roscoe に宛てたにおいて分光分析の研究に携わっていたが、次の手紙（1859 年 11 月 15 日付）からも読1869 年に最初の妻クララを失ってから環境がみ取れる[24]。

変わってくる。残された子供 4 人の養育に加「現在のところ、Kirchhoff と私は夜も眠えて、彼自身も次第に身体不自由になり松葉れないくらい忙しい毎日を送っています。

杖と車椅子の生活に入るようになった。それ

Kirchhoff は太陽スペクトル中の暗線とそでもハイデルベルグの生活を楽しんでいたのの起源について、すばらしい、まったく予で、彼は 3 年後に Luise Blömmel と結婚し、想もしていなかった発見を成し遂げました。

他の大学からの招聘も断っていた。しかし、

彼 は 太陽 の 連 続 ス ペ クト ル 上 の次第に実験生活に限界を覚えるようになり、

Fraunhofer 線と精確に一致する位置に人理論的研究に専念するために 1875 年にベル工的な輝線を出現させたのです。こうして

リン大学の招聘を受けてベルリンに移り、数太陽や恒星の化学組成を、われわれが地上
天文教育 2009 年 1 月号（Vol.21 No.2）

恒星分光の開幕期

その２

―63―

理物理学を担当する。彼は自分の講義録を丹関心を持ち、写真撮影は一つの趣味となって念にまとめて「数理物理学講義」(Verlesungen

後年の観測にも生かされている。

über mathematische Physik) 4 巻の執筆に

Huggins は家業を手伝いながら 1842 年（18取り掛かる。この書は 1876 年 から 1894 年

歳）のときに初めて望遠鏡を手に入れ、彼のにかけて順次刊行され、長年にわたりドイツ

天体観測が始まる。この時期にいくつかの天の大学における標準的な教科書となった。彼

文事象が世間を賑わせていた。

は優れた研究者であると共に優れた教育者で1843 年：”Great comet of 1843” の出現。

もあったと評価されている。しかし、その間

このコメットは日中でも見え、天空で 40 度に彼の健康も次第に悪化し、出版の完結を待以上の長い尾をもっていた。

たずに 1887 年に世を去った。享年 63 歳であ1845 年：アイルランドで William Parsons（Lord Rosse ロス卿）が口径 180 cm の反射った。

望遠鏡を 2 月に完成させ、4 月に渦状星雲を4. William Huggins (1824–1910)発見したというニュース。

出生からタルスヒル天文台の建設まで

1846 年：9 月 28 日、ベルリンで Galle が1851 年 5 月、ロンドンのハイドパーク公

海王星を発見し、10 月 10 日にはリバプール

園では第 1 回万国博覧会が開かれた。産業革

近郷に住む酒造家の William Lassell によっ命の成果を誇る工業製品から工芸品、美術品てその衛星が発見されたというニュース。

4.1

まで多彩な展示に人々は興奮して群がっていロンドンでは人々の惑星や彗星への関心もた。特に巨大な温室を思わせるクリスタル館

高まっていた。こうしたなか、Huggins は家には世界の科学技術の粋が集まっている。20

業に励みながらアマチュア天文家へと育って歳代後半を迎えた William Huggins も観衆いく。惑星面の細部を見るために彼はさらにの一人として何度もこの館を訪れ、顕微鏡や大きい口径の望遠鏡を必要としていた。ロン

望遠鏡の展示を丹念に見てまわっていた。彼

ド ン 万 博 で 検 討 を 重 ね た あ と 、 1853 年 にはすでに小型望遠鏡を使って惑星面の観測なJohn Dolland 製の 5 インチ（12 cm） 屈折

どを趣味としていたが、性能の高い次の望遠鏡を購入した。その頃にはすでにかなりの観鏡を物色していたのである。

測の実績があったので、翌年には王立天文協

Huggins は 1824 年ロンドン シティの裕会へ入会が認められている。

福な絹織物問屋にひとりっ子として生まれた。

その頃、父が病に倒れたが、Huggins は家

当時の富裕層の習慣に従って幼尐時は家庭教

業を継がず、ロンドン南部のアッパー タルス

育を受けたが、その頃から科学装置の工作なヒルの丘の広い敷地に家を建て、父母と共にどに興味を持っていた。1838 年(14 歳)に休移り住んだ。やがて父は死去したが地代収入

暇で母とパリに出かけた折に、前年に発売さなどで生活には事欠かなかったので、それ以れたばかりというダゲールカメラセットを買後、彼は天文の道に専念するようになる。空ってもらった。カメラの木箱セットは 8 センの美しさに魅了された Huggins は 1856 年

チのカメラレンズと背面にガラスの焦点面のに敷地内に天文台を建設し、タルスヒル天文ついた重さ 50 kg という大きなものであった。

台と呼んだ。天文台の設備は 5 インチ (12 cm)

また、湿式乾板の感度が低いため野外の明る屈折鏡と 3.25 インチ (8.25cm) 子午儀で、いところでも 10 分あまりの露出を要したと

ドームは内径 3.6 m、 床の高さ 5 m をもち、いわれている。それ以後、カメラの改良にも周囲の森を越えて充分な視界を持っていた[30]。

天文教育 2009 年 3 月号（Vol.21 No.2）

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■

連

載

恒星天文学の源流【2】■2 年後の 1858 年に 8 インチ ( 20 cm) 屈折

会合に出席した Huggins は、近隣に住む友鏡を購入し、翌年から始まる分光観測はこの人の William Allen Miller から分光学に関す望遠鏡で行っている。天文台の跡地は地下鉄る講義を聴いた。Miller はロンドンのキング

終点のブリックストン駅からバスで南下し、

ス・カレッジの化学教授である。彼は講義のアッパータルスヒル通りの緩やかな坂を登る

中で Kirchhoff の新しい分光法について触れとその 90 番地にある。いまは中層住宅の並たが、それを聞いて Huggins の頭の中に一ぶ住宅街で当時の面影はない[31]。

つのブレークスルーが走った。このときの感激を彼は後年次のように振り返っている[34]（抄訳）：「私は通常のルーチン的な天文観測に次第に満足できなくなっていた。天体の研究についてなにか新しい方向か、新しい方法の可能性があるのではないかと漠然と考えるようになっていた。丁度このとき、Fraunhofer 線から太陽の本性と化学組成が得られるという Kirchhoff の偉大な発見のニュースが入ってきた。この報せは砂漠の中の水のように私の心に浸み込んだ。これこそ私のこれまで探してきた道なのだ。
Kirchhoff が太陽について行った新しい方

図6

タルスヒル天文台の外観[32]

法を他の天体に広げる考えが直ちに思い浮かんだのである。」
Huggins はこの会合の後、Miller を誘って タ
ルスヒルに戻り、Kirchhoff の化学分析法と太陽スペクトルの分析について詳しく検討した。このとき、Huggins は分光器を製作して星の分光分析に応用しようと提案した。Millerにとってはまったく新しい分野なのでしばら
くためらっていたが、やがて同意し、2 人で分光器の製作に取り掛かった。最初の分光器
は 2 個の 60 度角のフリントガラス製 プリズ
ムを組み合わせたもので、スペクトルの幅付
けはシリンダーレンズを用いた。眼視鏡は回

図74.2

William Huggins の肖像[33]転台に置かれ、スペクトル線の位置はマイクロメータで精密に読み取られた。このときの分光器の光学系を図 8 に示そう。

恒星と星雲の分光観測

1862 年 1 月、ロンドンで開かれた薬学会の天文教育 2009 年 1 月号（Vol.21 No.2）

恒星分光の開幕期

その２

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重ね、プリズムを 6 個に増やし、また、N, O
ほか 25 元素のスパークスペクトルを比較に取り入れるなど、本来の目的である星の化学組成の測定に向かっていた。その成果は 1864
年のシリーズとして公表された次の 3 編の論文である(その一部はすでに 1863 年にアブストラクトとして報告されている)。
(a) ｢化学元素のスペクトルについて｣[39]
改良した分光器によって測定された実験室における主要な 24 種の元素のスペクトル線を
太陽および大気スペクトルと比較して表にまとめている。Huggins らはもちろん Kirchhoff(1861)の太陽スペクトルマップを見ているが、
図 8

Huggins & Miller による最初の分光器の光学系[35][36]Kirchhoff のマップは元素の数、および波長域の広さが限られており、恒星分光には不十分と考えて、天文台内で新しく実験を行った。

8 インチ屈折鏡にこの分光器を取り付け二なお、当時のスペクトル線の位置は波長では人は星の分光観測を始めた。その第 1 報はなく、屈折角のマイクロメータ値によって表1863 年 2 月 19 日受理で Proc. R. S. London

示されているので青側の線ほどその値が大き誌に掲載され、次の文章から始まっている[37]。 くなっている。スペクトル線表は Fraunhofer「最近の太陽スペクトルの詳細な検討、特線の 4 つの波長域、a – D（赤）, D – E （黄）,に Kirchhoff による Fraunhofer 暗線とE – F （緑）, F – H（青）に分けられ、スペ

人工炎中の明るい線との一致に関する注目

クトル線の特徴は次の記号によって表されてすべき観測はスペクトル研究に新しい興味

いる：

を惹き起こした。・・・ われわれの研究は

s --- sharp, スリットを狭めると線も細くなる

まだ充分ではないが王立協会もこの速報を

n --- nebulous, バンドのような線、スリット

無意味とは考えないであろう。」

を狭めても変わらない

この速報はシリウス、ベテルギュース、アルh --- hazy, 細かい線には分解できない

デバランの 3 星のスペクトルが太陽スペクト

d --- double, 接近しすぎて分離できない

ルと比較してスケッチされており、まだ、分
光解析までは進んでいない。また、この速報

このとき作成された表の一部を表 1 に抜き出の最後に「L. M. Rutherfurd 氏による月、木して見た。これは赤色域 (C – D2 ) における星、火星およびいくつかの恒星スペクトルのNa, Ca, Sr, Fe のスペクトル線位置の読み取

論文が American Jounal of Science, 1 月号

り値を与えた表の一部である。

に掲載されている。観測法はこの速報でわれ
われの用いた方法に良く似ている。」と述べてRutherfurd の先行性を認めている。
1863 年後半は二人がさらに分光器の改良を
天文教育 2009 年 3 月号（Vol.21 No.2）

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■

表1

連

載

恒星天文学の源流【2】■化学元素のスペクトル線の位置[38]----------------------------------------------------------------------------------Solar

Air

Na

Ca

Sr

Fe

----------------------------------------------------------------------------------C

589.5 b (Hα)

589.5 h

---

---

595 s

---

629.5

---

622 s

---

622 s

---

625 s

---

---

---

637 s

655 h

641 s

---

642 s

---

667 s

---

---

760 h

758 s

818 s

---

807 s

772 s

821 s

859 s

856 s

795 s

1000 s

---

---

---

1005 s

---

---

---

807 h,d

D1 1000 (Na)2

D 1005 (Na)-----------------------------------------------------------------------------------

こうした準備の上でいよいよ本格的な分光

雑なスペクトルを示す。赤側に顕著な吸収線観測に入る。このような詳細な表の作成は当が多く、青側では尐ない。16 元素の線と比較

時の他の人にはないもので、これによってはしたが、そのうち、 Na, Mg, Ca, Fe, Bi につじめてスペクトル線の精確な同定にせまる分

いては存在が認められたが、 H, N, Sn, Pb, の光分析が可能になった。

線は検出されなかった。」
シリウス（α CMa、明るい白色、現 A1 V）：(b)「いくつかの恒星のスペクトルについて」[35]「ロンドンからでは地平高度が低いので大気

Huggins らも Rutherfurd と同じようにの揺らぎが大きく、弱い線は見えにくい。し月、惑星から恒星分光へと進む。星について

かし、1863 年の速報時に比べて分散を上げ、は 50 個ほど観測したと述べているが、そのスリットと狭くしたため、3 種、あるいは 4

うち明るい数星について分光解析の記述があ

種の元素が同定できた。はっきりしているのる。3 星について例を挙げると：は Na, Mg および H である。Fe の存在のアルデバラン（α Tau、薄赤色、現 K5III 型）：

可能性もある。シリウスを含む白色星では水「約 70 本のスペクトル線を検出し、その中素が「異常に強い」という一般的な特徴を示から Na, Mg, H, Ca, Fe, Bi, Ta, Sb, Hg の線

している。
」

とは一致が見られたが、 N, Co, Sn, Pb, Cd, Li,
Ba については該当する線が見出されなかっこの論文の特徴はスペクトル線と元素とのた。」

関係を明確に示している点にある。また、星ベテルギュウス（α Ori, オレンジがかったの色とスペクトル線の形成について Huggins

色、現 M1 Iab）：「観測した星の中で最も複と Miller は

天文教育 2009 年 1 月号（Vol.21 No.2）

恒星分光の開幕期

その２

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「連続光を放射する光球はすべての星につの観測がある。
この論文はその第１報である。

いて同一である。ただし、光球を構成する星雲とは遠方の恒星の集団にほかならない、

元素組成は星によって異なる。スペクトル

大きな望遠鏡で見れば個々の星に分解できる線を形成するのは星の大気であるが、色のであろう、というのが William Herschel 以

違いも大気に起因する」

来の一般的な考え方であった。アイルランドと述べている。ここではまだ熱放射の概念はのロス卿 (Lord Rosse) の大型反射鏡による生まれていないが、星を光球と大気に分ける

観測もそれを支持していた。Huggins も星雲

アイデアはすでに明白に示されている。

には興味を持っていたが、一般に星雲は表面

こうして彼らはスペクトルの多様性は恒星輝度が低いので分光は難しいのではないかとがそれぞれ異なった化学成分を持つためであ思っていた。しかし、星雲の中で惑星状星雲ると考えるようになった。恒星の本性と形成は小型で比較的輝度の高いものもあり、また、について論文の末尾で述べている：

ロス卿をはじめ、これまでの観測で星に分解「恒星はすべて太陽と同じ自ら輝く天体で、された例のない星雲であった。Huggins は太陽と同じように原始星雲から形成される。

Miller と相談して惑星状星雲の分光観測を星によって化学組成が異なる。ラプラスの始めることにした。望遠鏡はまだ 8 インチの星雲説を採用すると宇宙の原始星雲には局時代であったが、1864 年の 8 月 29 日、最初

所的に組成の異なった星雲があり、それをの観測目標として望遠鏡をりゅう座の惑星状反映して種々の星が生まれる。」

星雲 (NGC6543) に向けた。最初に分光器を「恒星には太陽系と同じように惑星系を持のぞいたときの驚きを彼は次のように述べてつ星があるかも知れない。もし、母星が地

いる：

球と同じような組成を持つとすれば、その「最初、スペクトルに何も見えず、分散と惑星の中には地球と似た星も存在するかも直角方向にただ 1 本の短い線が見えていたしれない。」

だけだったので、分光器の調整が悪いのか

最後の点は大変ユニークで面白い。しかし、と思った。もう一度、分光器をのぞいてみ宇宙組成は果して不均質なのか。この考えにたところ、それはどんな天体にもこれまで満足できなかった彼は後述するように、やがに見たことのないスペクトルであった。確て 1870 年代から主流になる収縮論へと考えかに、ただ 1 本の明るい線だけが見えていを変えていく。

たのだ。」

また、この時期の観測について後年

これが輝線スペクトルのはじめて観測された

Huggins (1897)は 次のよ うに回 顧し てい る

ときの生の声である。このあと、この星雲が[34]：3 本の輝線スペクトルを示すことを見出し、「星や他の天体に対する初期の分光観測は実験室で見られる元素のスペクトルと類似す

地球上と同じ化学元素が宇宙にあまねく存ることから、星雲が星の集団ではなく、高温在することを示したが、この結果はたいへのガス体であることにすぐに気が付いたと記ん満足できるものであった。それによって 化述している。3 本のうち青側の 1 本は Hβ線

学が宇宙全体に適用できるものとなったのであるが、赤側の 2 本は同定が難しく、最初である。」

は窒素の線ではないかと考えてみた。しかし、(c)「いくつかの星雲のスペクトルについて」[39]「もし窒素であるなら、他の元素も輝線としHuggins のすぐれた発見の中に惑星状星雲て見えていなければならないのに、水素以外

天文教育 2009 年 3 月号（Vol.21 No.2）

―68―

■

連

載

恒星天文学の源流【2】■は何も見えていない。」として窒素とすること

文 献に否定的になっている。これが 2 回電離の酸[24]

素による禁制線と同定されたのは半世紀以上

Copernicus Chase, and Other Adventures

も後になってからであった[40]。

in Astronomical Histrory, Cambridge Univ.

この論文で Huggins と Miller は NGC

Gingerich,

O.

1992,

The

Great

Press, Chaper 22, Unlocking the chemical

6543 のほかにこと座リング星雲（NGC 6720）

secrets of the cosmos, p.171 – 176.

を含む 7 個の惑星状星雲を観測し、すべてに[25] Kirchhoff, G. 1859, Monatsherichte

3 本の輝線を認めている。また、比較のためBerliner Akademie, p. 664 (太陽スペクトル)にヘルクレス座の球状星団とアンドロメダ星[26] Kirchhoff, G. 1861, Researches on the

雲のスペクトルも観測し、それらが共に輝線

Solar Spectrum and the Spectra of theを示さず、吸収線スペクトルであることを指Chemical Elements (Englich translation,

摘している。

1862, by H. Roscoe, London), Archives of

Huggins はその後も精力的に星雲の観測を

the Universe, edited by M. Bartusiak, 213

進め、1868 年頃までに 70 個ほどの星雲の分– 217.

光を行い、スペクトルのリストを示して、そ[27] 電気史偉人伝の 3 分の 1 に輝線を認めている[41]。

http://www.ijinten.com/contents/ijin/kirchh

初期の観測はすべて眼視であったが 1882

off.htm

年になって Huggins はオリオン星雲の写真[28] Kirchhoff, G. & Bunsen, R. 1860,

分光観測に挑んだ [42]。当時の乾板は紫外域

Annalen der Physik und der Chemie, Vol.

の感度が高かったため、この観測によって 4110, 161 – 169, Chemical analysis by

本の輝線 (5005Å, 4957Å, Hβ, Hγ) のほ

observation of spectra.

か、初めて紫外域に 3730Åを検出した。さら[29] O’Connor, J. J. & Robertson, E. F. 2008,に星雲には微弱ながら連続スペクトルの存在

Gustav Robert Kirchhoff (Biography),

することも発見しているが、これらは写真観[30] Huggins, W. 1856, MNRAS, 16, 175,

測によって始めて可能になった発見であった。

Description of an observatory erected atUpper Tulse Hill.
[31] 小暮智一, 2005, 天文月報 98 巻 257、

[次回は、William Hugginsの続き「天体分光タルスヒル天文台とハギンス夫妻の発展」から始まります。お楽しみに！][32] McKenner-Lawlor, Susan M. P. 2003,
Whatever Shines Should Be Observed,
Kluver Academic Publisher, Chapter 5.
Margaret Lindsay Huggins (1848 – 1915),
Pioneering Astrophysicist.（ハギンス夫人の伝記）[33] Belkora, Leila 2003, Minding the
Heavens – The Story of our Discovery of
the

Milky

Way,

InstituteofPhysics

Publishing, Chapter 6. William Huggins:
天文教育 2009 年 1 月号（Vol.21 No.2）

恒星分光の開幕期

その２

―69―

Pioneer of the New Astronomy, p. 165 - 205

献[2], p.402 参照)（ウイリアム・ハギンスの伝記）[42] Huggins, W. 1882, The Observatory, 5,[34] Huggins, W. 1897, The Nineteenth

106 – 107, The photographic spectrum ofCentury Review (1897 年 6 月号)

the Great Nebula of Orion[35] Huggins, W. and Miller, W. A. 1864,
Philosophical Transaction of the Royal
Society of London, 154, 413 – 435, On the
spectra of some of the fixed stars.; Proc.
Roy. Soc. London, 13, 242 – 244 (1863,
abstract)[36] Hearnshaw, J. B. 1986, The Analysis ofStarlight - One Hundred and Fifty Years of
Astronomical

Spectroscopy,

Cambridge

Univ. Press, Chapter 4, William Huggins
and stellar composition[37] Huggins, W. and Miller, W. A. 1863,

小暮智一（元京都大学）

Proceedings of the Royal Society of London,
12, 444 - 445, Note on the spectra of someof the fixed stars. (最初の恒星分光論文)[38] Huggins, W. and Miller, W. A.,1864,
Philosophical Transaction of the Royal
Society of London, 154, 139 – 160, On the
spectra of some of the chemical elements[39] Huggins, W. and Miller, W. A. 1864,
Philosophical Transaction of the Royal
Society of London, 154, 437 – 444, On the
spectra of some of the nebulae.(惑星状星雲の輝線スペクトル発見論文); Proceedings of
the Royal Society of London, 13, 491 – 493(1863, abstract)[40] Bowen, I. S. 1928, ApJ, 67, 1 – 15, The
origin of

the nebular

lines

and

the

structure of the planetary nebulae.
[41] Huggins, W. 1868, Phil. Trans. R. S.
London,

158,

529

–

564,

Furtherobservations on the spectra of some of thestars and nebulae, with an attempt todetermine there from whether these bodies
are moving towards or from the Earth. (文天文教育 2009 年 3 月号（Vol.21 No.2）