－36－■ 連載

恒星天文学の源流【22】■恒星天文学の源流【22】

星と銀河

その 5

～銀河系と渦状星雲～
小暮智一（京都大学 OB）
1920 年、ヒーバー・ヅースト・カーティス

ジには小型屈折望遠鏡が備えてあったので、とハロー・シャプレーの間で「グレート・デ

彼は偶然、星の観測に興味を持ち始め、最初

ィベート」と呼ばれる論争があった。大銀河は趣味であったが、次第に本格的に研究に乗系を主張するシャプレーと、星雲宇宙の存在

り出すようになり、周囲にも認められるようを主張するカーティスとの論争である。このになった。

論争を期に銀河系と宇宙のサイズに関する認1896 年にナパ カレッジはサンホセにある識が深まった。今回はこの 2 人を取り上げ、

パシフィック大学と合体した。翌年、この大論争の背景と中身に触れてみよう。

学では数学および天文学の教授職が空席となって公募された。カーティスは思い切ってそ1. カーティス(Heber Doust Curtis, 1872

れに応募して見たところ、見事にその席を得– 1942)た。後になってカーティスは「こんな転換がヒーバー・ヅースト・カーティスはミシガ可能になったのも、50 年前の田舎の小さな大ン州のムスケゴン（Muskegon）で 1872 年 6学だからであった。」と回想している。

月 27 日に父、オルソン（Orson Blair Curtis）、
母、サラ（Sarah Eliza Doust）の長男として生まれた。父は南北戦争に従軍し片腕を失ったが、ミシガン大学で修士まで進み、教員や税関吏などを勤めた。母はイギリス生まれの
アメリカ育ちで英文学に優れ、子供たちにいつも詩文の朗読を聞かせてきた。ヒーバーは快活な少年でフットボールを得意とし、メカに強くて旋盤を一人で製作してしまうほどであった。デトロイト高校を卒業後、1889 年にミシガン大学に入学して古典言語学を学ぶが、彼の語学はギリシャ、ラテン語からさらにヘブライ語、サンスクリット語にまで及んでいたという。大学では言語学で修士学位を得る。
それまで天文学とは無関係であった（[88],[89]）。
1890 年にラテン語の教授として、サンフラ

図 41

カーティス肖像

ンシスコに近いメソジスト会のナパ カレッ

出典：http://digitalcollections.UCSC.edu/

ジに赴任し、彼に転機が訪れる。このカレッ

cdm/ref/collection/p265101coll10/id/198

天文教育 2012 年 7 月号（Vol.24 No.4）星と銀河 その 5－37－しかし、天文学研究はまだ本格的でなかっズの多様性などから、渦状星雲はわれわれのたので、1897-98 年にかけて、サンホセに近銀河系とは独立した恒星系であろうと確信すいリック天文台で研修をすすめる。このとき、るようになった。また、カーティスは 1885

日食観測隊に加わり、装置の整備とデータ解

年 に 発見 さ れた ア ン ド ロ メ ダ星 雲 中 の 新 星析を担当したが、その働きぶりは日食隊長で

S And 以降に渦状星雲内に発見された通常

リック天文台長であったキャンベル（W. W.

の新星の写真観測を行い、それらが疑いもな

Campbell）に認められ、1899 年にはヴァンく渦状星雲に属していること、したがって新ダービルト奨学金が与えられた。彼はそれを星の母体である渦状星雲はわれわれとは独立

もとに家族とともにヴァージニアに移る。ヴ

した島宇宙であることの強い支持を与えるとァージニア大学の博士課程に学び、1902 年に論じた[92]。

彗星の研究で天文学の学位を得ている。
なお、1895 年にマリー・D．レイパー（MaryD. Raper）と結婚し、2 人は生涯に 4 人の子
供をもうけている。
1902 年にキャンベルの招きでリック天文台に戻り研究助手となる。リックにおける最初の仕事は星の視線速度の観測であった。彼
は特に連星系の軌道運動に興味を持ち、分光連 星 の 軌 道 解析 法 の 開 発な ど に も 当 た っ た[90]（この論文は軌道解析法の基本文献の一つとなっている）。1906 年から 1910 年にかけてはチリのサンチャゴにあるリック天文台
南天観測所に責任者として派遣された。語学に得意な彼はスペイン語を習得し、スペイン語での論文もいくつか書いている。
1910 年に再びリックに呼び戻され、クロス
リー反射望遠鏡の観測責任者となる。主な仕事は前台長であった故ジェイムス・キーラー（James Edward Keeler）が始めていた星雲の写真観測を引き継ぐものであった。キーラ

図 42

リック天文台の 91ｃｍクロスリー反ーはわずか 42 歳で世を去った。カーティス

射望遠鏡

はその後の 10 年間、クロスリーによる写真

出典：http://www.ucolick.org/public/

観測を行っているが、その成果は 1918 年にtelescopes/crossley.html

リック天文台報に「クロスリー反射鏡によって撮影された 762 個の星雲と星団に関する報

1917-18 年の第 1 次世界大戦中はバークレ

告」[91] として公表されている。これはカーーの海軍兵学校で航海天文学を担当したり、ティスの優れた業績の 1 つとして高く評価さワシントンでは度量衡標準局の光学部長を勤れた。彼の写真観測には渦状星雲が多数含まめたりしている。戦後、カーティスは一旦リれており、全天に分布することや、形、サイック天文台に戻ったが、1920 年、ピッツバー

天文教育 2012 年 7 月号（Vol.24 No.4）

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■ 連載

恒星天文学の源流【22】■グ大学からアレゲニイ天文台台長として招聘

代にやって来た。母のサラ・ロイド・シャプ

された。この天文台における主な仕事は観測、

レー（Sarah Lloyd Shapley）はニューイン

測定機器の開発であった。彼はこの面でも卓グランドのアボリジニの子孫とのことである

越した才能を示している。天文台内に光学ワが、教養もあり、子供の教育にも熱心であっークショップを設立して彼自ら機器の開発にた。子供の頃、ハローは農業の手伝いに忙し当たった。その中で特筆されるのは精密なルい日を送っていたが、ミルクを絞りながらテーリングマシーンの設計製作である。この装ニソンの詩を暗誦したり、家のまわりの風景

置は後に分光グレーティングの線刻用に利用をスケッチしたり、野草の美しさから植物にされるようになった。

も興味を持ったり、多感で多才な少年であっその後、1930 年にミシガン大学天文台の台た。村の小学校では姉のリリアンが先生をし長となり、1942 年まで勤めたが、この年、アていた。姉が後年語ったところによると、ハンナーバーの天文台宿舎で眠るように他界しローは彼女の教えた中でもっとも優秀な生徒

た。前日まで研究室に顔を見せていたという。

であったという。リリアンは双子の兄弟に進ミシガン大学で親交のあったロバート・マク

学を勧めたが、学資が足りず、結局ハローはマス（Robert R. McMath）は悼辞の中でカ

15 歳のとき数ヶ月間、ピッツバーグの職業学

ーティスについて [89]

校に通っただけで 10 歳台後半はカンサスや「彼は相談ごとがあるときはいつも思いやりミズーリなどで新聞記者として働いた。政治のある理解を示し、何事についても簡明な思問題についていくつかのスクープ記事を書い考を進める生活態度は、温かな人柄とともにたりしている。この間に大学進学のための貯彼の優れた資質となっている。」

金を始め、学資の安い長老派教会のカーテーと彼を偲んでいる。

ジ・カレッジに入学、言語学を学んで首席で卒業する。

2. シ ャ プ レ ー(Harlow Shapley (1884 ‑1907 年に資金のめどが立ち、コロンビア市

1972)のミズーリ大学に入学する。最初はジャーナ

ハ ロー ・ シャ プ レ ー は 晩 年 に 私 的 な 自 伝

リズムを専攻する予定であったが、関係する（1969 年）をあらわしているが、ここではベ講座が開かれていなかったので、止むを得ず

ルコラ[93]、グラス [94] およびボーク {95}

他の講座を選択することになる。シャプレー

を参照にした。

は講座のリストの A から初めて、最初のハロー・シャプレーは 1884 年 11 月 2 日、archaeology (考古学)の意味がわからなかっ

ミズーリ州のナシュビール（Nashbille）近くたので、次の astronomy （天文学）を選んの農家で兄弟のホラス（Horace）と一緒に双だと後になって語っている。これがシャプレ

生児として生まれた。二人には姉にリリアン

ーの天文学との結びつきの発端となった。

（Lillian）、弟にジョン（John）がいる。父

大学で天文学の指導に当たったのはシアーのウィリス・シャプレー (Willis Shapley) はズ（Frederick Seares）であった。シアーズ

農業を営み、時には小学校で教鞭をとっていはキャンパス内のローウズ（Laws）天文台

たが，暮らしは豊かではなかった。一家は独（7.5 インチ屈折鏡）でコメットと変光星の立戦争から南北戦争の時代を生き抜きぬいた観測を行っていた。シャプレーは観測された

初期移民の子孫で、ミズーリ州には祖父の時変光曲線の誤りを修正するなど、すぐれた才天文教育 2012 年 7 月号（Vol.24 No.4）星と銀河 その 5能を示してシアーズから評価された。

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はプリンストン大学の出身で、シャプレーの学部 3 年生のとき、未来の妻マルサ・ベッ

才能を見込んだケロッグはプリンストン大学

ツ（Martha Betz）と出会う。彼女は同学年

院の研究科長にシャプレーを推薦し、プリンの教育学科の学生で数学と語学に優れていた。 ストンのドクターコースで学べるように奨学1910 年、シャプレーは天文学科、マルサは教金を用意した。

育学科を卒業、マルサは 1913 年に言語学修プ リン ス トン に お け る 指 導 教 官 は ヘ ン リ

士学位を得ている。マルサはシャプレーに出ー・N．ラッセル（Henry Norris Russell）

会うまで天文学に関心はなかった。ただ、マであった。シャプレーにとってラッセルの最ルサによると彼女の祖父はハノーバーの出身

初の印象は少しとっつきの悪い内気な人柄にで祖父は若い頃、老年になったカロライン・

見えたが、シャプレーが連星系の軌道力学で

ハーシェルが馬車に乗っているのを何度も見非凡な才能を示したことから親密な師弟関係

かけたという。

が生まれた。しかし、2 人の行き方は異なっていた。ラッセルは HR 図の作成と、HR 図上での星の進化論を中心にしていた(源流[14])。一方、シャプレーは恒星系の構造に興味を持っていた。しかし、在学期間（1910 –
1914）にはラッセルの指導に従い、主に食連星の空間分布についての研究を行っている。
学位論文は食連星の軌道解析に関する研究であった。
1914 年、シャプレーは 7 年間の期限付き研究員としてウイルソン山天文台に向かった。
パサデナに向かう途中でミズーリにより、マ
ルサ・ベッツと結婚する。マルサは数学にも優れており、1918 年頃からは球状星団の構造や分布などの研究で共著者としてその名を連ねたこともあり、彼の研究を支えていた。ウ
イルソン山天文台には旧師のシアーズもおり、シャプレーは彼の助手として変光星の観測に当たることになった。彼がウイルソン山で行った主な仕事は 2 つある。
第 1 はケフェウス型変光星の研究である。

図 43

シャプレー肖像と署名 [95, Bok]

数日から数 100 日に及ぶ変光の原因として従来は連星による食現象と考えられていた[96]。

シアーズはシャプレーが卒業する前年にウ

しかし、食連星仮説には種々の困難が指摘さイルソン山天文台に移り、シャプレーにも移れていた。軌道要素が特異な値になること、るように薦めたが、シャプレーは修士コース

伴星の存在が知られていないこと、光度変化に進学のためミズーリ大学に残った。幸い、と速度変化が整合しないこと、などである。

数学者で学部長のケロッグ（Oliver Kellogg）

シャプレーはさらに連星仮説の成り立たない

天文教育 2012 年 7 月号（Vol.24 No.4）

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■ 連載

恒星天文学の源流【22】■証拠として、光度曲線、速度曲線に不規則なてマゼラン雲中に見出された光度周期関変動が見られること、および、変光に伴う星係と比較して M13 の距離を推測した。

の色と分光型の変化を挙げている。こうした(2) 球状星団の直径は M13 にほぼ同じであ困難を避けるために彼は変光の原因は星自体ると仮定して、見かけの直径から相対距にあると考え、可能な原因として星の振動を離を導いた。

提唱した。星の振動の可能性についてはすで(3) 球状星団内の最輝星の絶対等級はほぼ同にリターやエムデンらによっても指摘されてじと仮定して、見かけの等級から相対距いたし（源流 [13])、ラッセルと検討した課離を求めた。

題の 1 つでもあった。シャプレーは振動論にこれらを組み合わせることによって彼は 29

エムデンの内部構造モデルを採用し、振動周星団の実距離を推定した。代表的な例を表 2

期が星の平均密度の減少とともに増大するこに示そう。この表を見るとシャプレーは実距とを観測的に示した。この研究はエディント離をかなり過大に見積もっていたことが分か

ンの内部構造論にも大きな影響を与え、エデる。彼が大銀河系と呼んだ理由もその辺にうィントンによって振動周期 P と星の平均密かがわれる。

度 <ρ>

P∝ 1

との間に基本的な比例関係< ρ > が導かれたのである。

表 2球状星団の距離と空間分布 [Shapley

1918b]

距離単位（kpc）

第 2 の研究は球状星団の空間分布である。
その発端になったのはハーバード天文台での

星団名

実距離

ベイリー（S. I. Baily）との出会いであった。

銀河面

垂直方

内

向

実距離
（現在
値）

球状星団内の変光星の観測を長年続けていた

M3

13.9

3.1

+13.5

9.7

ベイリーから強い刺激を受け、自らも星団内

M5

12.5

8.8

+ 8.8

7.3

の星の研究を始めた。その成果は「星団内の

M13

11.1

8.5

+ 7.1

6.9

星の色と等級に関する研究」と題した 18 編

ωCen

6.5

6.2

+ 1.8

5.0

の論文シリーズとして 1916 年から 1920 年

M53

18.9

3.6

+18.6

18.4

にかけて公表されている。そのうち 1918 年

M75

45.5

40.1

-21.3

17.2

に公表された No. VI, VII, VIII は球状星団

M79

25.6

22.6

-12.0

12.5

が中心課題であり、星団の距離測定、分布、

M92

12.3

10.2

+ 3.9

7.6

構造などの観測的研究に当てられている、

現在値は Lang, K. R, 1991, Astrophysical（[97], [98], [99]）。これらの論文のなかで球状星団の空間分布が銀河系の骨格を成すといData: Planets and Stars, Springer-Verlagによる。

う構想を提唱しているが、銀河系の構造については第 3 節の大論争（1920 年）で触れる。

シャプレーは 1920 年までウイルソン山に

ここでは彼の研究の基盤となった球状星団の留まり、その年に「大論争」が行われるが、距離の求め方をまとめておこう [97]。

その翌年の 1921 年にハーバード大学天文台(1) 近傍のケフェウス型変光星 11 個についの台長に迎えられた。これは第 4 代台長のエて固有運動、視線速度から絶対等級を決

ドワード・チャールス・ピッケリングの急逝

定し、リービット（H. Leavitt）によっに伴う第 5 代台長としてであった(源流 [8])。

天文教育 2012 年 7 月号（Vol.24 No.4）星と銀河 その 5

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ハーバード時代、特に 1930 年代から 1950

ともに共産主義シンパと烙印を押された。こ年代にかけて、彼は多くの国家的、国際的活れは公職からの追放を含む危険性をはらんで動に乗り出している。1930 年台にはナチス政いたのである。この疑いは 1952 年に晴らさ権に追われたユダヤ系科学者の亡命希望者のれたが、それはシャプレーがハーバード天文

受 け 入 れ 事 業を 立 ち 上 げ た 。 シ ャ プ レ ー は台を定年退職した直後であった

1934 年に政府内に緊急委員会（Emergency

彼はひきつづき客員教授として 1956 年まCommittee）を組織し、全米の大学や研究機でハーバードに留まったが、その後はケンブ関に 335 のポストを用意して亡命科学者の受リッジに近いニューハンプシャー州のシャロ

け入れを始めた。最初の対象国はドイツだけン（Sharon）に移り住み、自然と親しむ生活であったがその後、ヨーロッパ全域に広げたを送った。地域の人たちと天文を通して交流ため、この委員会には 6000 人もの問い合わを深め、昆虫や野草にも親しんだ。自宅の庭せがあった。シャプレーの手を通して 100 人に 121 種もの野草を同定したことを誇りにし以上の科学者が受け入れられたという。こうたりしている。1972 年にコロラド州ボルダー

して多くの科学者を受け入れたことによって、 に住む息子を訪問中に心臓発作で急逝した、
アメリカの研究水準が大きく上昇したことは

享年 87 歳。遺体はシャロンに葬られた。
伝記を書いたボーク [95] は、宇宙の中心

良く知られている。
1945 年に大戦が終結後、シャプレーは荒廃に帰した東ヨーロッパの天文台、プルコヴァ

を太陽から銀河系中心に移し変えたシャプレ
ーをコペルニクスになぞらえている。

天文台やポーランドのトルン天文台などの復興にも力を尽くした。コペルニクスの生地であるトルンにはアンニー・キャノンも使用していた由緒ある小型望遠鏡を寄贈している。
この望遠鏡はいまは使われていないが天文台
内に大切に展示されている。
戦 後 は ま た 国 立 科 学 財 団 （ National
Science Foundation）の設立委員としてその実現に寄与している。設立法案はいったんト
ルーマン大統領の否決にあったが、1954 年に両院議会で認められ、40 億ドルの予算規模で設立された。国際的には国連のユネスコ（UNESCO = United Nations Educational,

図 44

晩年のシャプレーとマルサ夫人 [94]Scientific and Cultural Organization）の設立にも深く関与している。一部の国から科学に ま では 手が 回らない と し て S = Science

3. 銀河と銀河系の大論争（Great debate）

を落とすような提案もあったが、シャプレー

1920 年 4 月 26 日、アメリカの科学アカデの擁護によって S が残されたという逸話もあ

ミーの講堂において、シャプレーとカーティる。シャプレーの国際的活動は 1950 年、赤スによる論争が開催された。テーマは「宇宙狩りで有名なジョセフ・マッカーシー上院議のスケール」（The scale of the universe）で員の非米活動委員会によって、マルサ夫人と主な論題は次の二つであった。

天文教育 2012 年 7 月号（Vol.24 No.4）

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■ 連載

恒星天文学の源流【22】■(1) 銀河系の規模と構造(2) 渦状星雲と宇宙の構造論争は始めにシャプレー、ついでカーティスが壇上に登って自説を述べた。このときの記
録はアカデミーの紀要に掲載されている([100], [101])。
3.1

論争の背景

論争を紹介する前に 1900 年代に入ってからの論争の背景を箇条書きにしてみよう[102]。
1912

リービット（H. Leavitt）は小マゼラ
ン雲中のケフェウス変光星について光度と変光周期との関係を発見する。

1913

イーストン（C. Easton）が銀河系の渦状構造を提唱する（源流 [20]）。

1913

ヘ ル ツ シ ュ プ ル ン グ （ E.
Hertzsprung）はリービットの発見した

1914

図 45

ケフェウス変光星の光度周期関係のゼリッチー、カーティスらによる写真撮影と、フロ点を推定し、小マゼラン雲の距離を 3ァン・マーネンによる解析。矢印は測定された万光年と見積もった。（過小評価）

星の固有運動のベクトルを示す。

スライファー（V. M. Slipher）は渦状用できないかと考え始めた。

星雲の分光を行い、吸収線が傾いていることから、渦状星雲の自転運動を推測し1917

河系でも銀河面に沿って吸収体が存在

スライファーは 15 個の渦状星雲の視することを認めれば、渦状星雲がなぜ銀線速度を測定し、そのうち 9 個が高い河面近傍に観測されないかが説明でき

後退速度（300 – 1100 km/s）をもつこると主張。

とを示した。
1916

ファン・マーネン（van Maanen）は
渦 状 星 雲 M101 内 の 星 の 固 有 運 動 を測定し、この銀河は年率 0.002 秒角で回転していると主張した [103]。

1917

カーティスは側面から見た渦状星雲の中心に暗黒帯が存在するのをみて、銀

た。
1915

渦 状 星 雲 M101 内 の 星 の 固 有 運 動[103]

リッチー（G. W. Ritchey）とカーテ
ィスとは渦状星雲中の新星を観測した。

1917

シャプレーは 11 個の銀河系内のケフェウス変光星について光度周期関係のゼロ点を導き、球状星団 M13 の距離を測定した。他の球状星団も同程度のサイズとみなして球状星団系の直径を 30 万光年と推定、これから銀河系のサイズも同様として大銀河系を主張。

カーティスは新星光度を距離決定に利天文教育 2012 年 7 月号（Vol.24 No.4）星と銀河 その 5

1919

－43－

シャプレーは渦状星雲 M101 は島宇
宙でないと主張した。もし、この星雲が銀河系の 5 分の 1 程度であるとしても、大銀河系の外側にあるとするとその回転速度は光速度を超えてしまうからで
ある。

1920

ルンドマーク（K. Lundmark）はアン
ドロメダ星雲内の新星 22 個の光度から星雲までの距離を 60 万光年と推定。島宇宙説を支持。

以上のような背景に基づいて両者はそれぞれ次のように自説を展開した。
シャプレーの論点

3.2

シャプレー [100] は銀河系の形状についての歴史的概観から話をはじめ、本論として球状星団の重要性を指摘し、大銀河系を主張する。
(1) 球状星団の分布と大銀河系の提唱
シャプレーはまず、次の前提を置く。
1‐球状星団は銀河系内の天体である。銀河系のサイズは球状星団系と同程度か、それより大きい。
2‐球状星団の距離はこれまでのカプタイン

図 46

シャプレー（1918）の大銀河系 [104]A. 銀河面に投影した球状星団の分布。
B. 銀河面に垂直面に投影した球状星団の分布。距離の単位は 100 光年。
(2) 渦状星雲と系外銀河の存在への疑問
シャプレーは 1919 年に「系外銀河の存在について」([105]) のなかでも述べているが、島宇宙説に対して賛否両論の比較から始める。
やゼーリガーの推定より 10 倍程度大きい。 まず、島宇宙説の根拠として次の点をあげる。
3‐球状星団内の星の明るさ、色などは太陽
1‐銀河面近くから銀極まで全天に分布する。
近傍の対応する星と変わらない。
この前提に立って彼は次のように推論する。
1‐銀河系は扁平な恒星系である。銀河面の直径は 30 万光年に達する。
2‐太陽は銀河系の中心から遠く離れている。
3‐渦状星雲は銀河系外の天体であろう。しかし、銀河系に匹敵するほど大きな恒星系
ではない。

2‐一般に高い視線速度を示し、後退速度が卓越する。
3‐分光特性は G – K 型星の集団に対応する。
4‐視差が測定できないほど遠方の天体である。
5‐構造が銀河系を遠方から見たときと似ている。
こうした根拠に対しシャプレーは次のように

これが大銀河系の提唱であるが、その元となった球状星団の分布を図 46 に示そう [104]。

反論する。
1‐銀河系のサイズが従来の推定値より一桁拡大されたので、渦状星雲がこれと同等の天文教育 2012 年 7 月号（Vol.24 No.4）

－44－

■ 連載

恒星天文学の源流【22】■サイズを持つとすると、星雲の角直径など

星雲以外はすべて銀河系内の天体であろうとからその距離は数 100 万光年を越えてし推察した。上述した論拠によってカーティス

まう。

は従来のカプタインらの説に従い、銀河系を

2‐それは渦状星雲中にファン・マーネンがM101 に固有運動による自転を測定した
ことと矛盾する。

ほぼ太陽中心、レンズ状構造であると主張した(源流 [20])。
また、シャプレーの大銀河系説に対して次3‐渦状星雲中の新星光度が銀河系内の新星と同程度とすると星雲までの距離は 2 万のように反論する。
1‐ケフェウス変光星 11 個の光度周期関係は誤差が大きく信頼性に乏しい。カーティス

光年くらいであろう。
4‐渦状星雲が銀河系の周辺で全天に分布す
るのは、銀河系内部からの何らかの斥力が自身の観測によるとこの光度周期関係から外れるケフェウス変光星が多い。
2‐直径 3 万光年はこれまでのカプタイン、

働くためかもしれない。
これらの論拠に基づいて、シャプレーは渦状ゼーリガーらの推定と整合する。

星雲とは銀河系の近傍の外側に分布する、星カーティスはこの銀河系サイズを基礎にしてと星雲の集団であろうと結論している。

渦状星雲の議論を(A) 島宇宙説と(B) 銀河現象説に分け、(A)説の有利性を項目ごとに推論3.3する。順に見て行こう。

カーティスの論点

カーティスは話を恒星の「平均視差」の測定法から始める [101]。遠方の星について三角視差は測定できないから、カプタインやゼーリガーらと同じく統計的方法によらざるを

第 1：恒星系のサイズ
A 説

渦状星雲の距離はアンドロメダの 50

万年から遠方では 1 億光年に達する。
B説

アンドロメダを直径 2 万光年とすると得ない。それは近傍の星について分光型ごと

小さな星雲は遥かに小さく、同じ天体とに平均光度と平均固有運動を導き、それを物して大小の差が大きすぎる。

差しとして遠方の星の見かけの光度と固有運

第 2：星雲のスペクトル動からその星の平均視差を求めるものである。 A 説
その結果、彼は銀河系の直径を約 3 万光年と見積もった。それに基づいて次のように推論

F-G 型の吸収線を示し、星の集団であることを示す。
B説

系内の天体とすると主としてガス星雲する。

であろう。そうすると吸収線スペクトル1‐星の分布は一様ではない。総数はおよそと矛盾する。

10 億個である。

第 3：渦状星雲の分布

2‐銀河系は直径 3 万光年のレンズ状で、中A説横から見える渦状星雲は暗い輪に取り心の厚みはその 6 分の 1 程度である。

巻かれている。銀河系も同様とすると、

3‐太陽はほぼ銀河系の中心に位置する。

渦状星雲がなぜ銀河面を避けているかを

4‐銀河系が渦状構造を持つかどうか、いま理解するのは容易である。

のところ推定は困難である。

B説

渦状星雲が系内の天体であるとすると、カーティスは観測される天体を：恒星、星団

銀河面の星密度の高い領域を避けている。

（散開、球状）、散光星雲、惑星状星雲、およ

これはシャプレーが示唆したような銀河

び渦状星雲の 5 種類に分けた。このうち渦状系から外に向かう何らかの斥力によるの

天文教育 2012 年 7 月号（Vol.24 No.4）星と銀河 その 5－45－であろうか。しかし、そうした斥力の存星雲が銀河系と同等のサイズをもち遠方まで在は知られていない。

分布する島宇宙であると結論した。

第 4：渦状星雲の空間運動
A説

渦状星雲は例外なく数 100 km/s 以上の高速度をもち、銀河系内のどの天体よ

表 3

りも著しく大きい速度である。
B説

新星の実視等級と絶対等級の比較

[100]
銀河系内

系内の星の中に数 100 km/s をもつ星

4 個の新もある。しかし、それらは固有運動の大星

きい特殊な星に限られる。渦状星雲では極大実

高速度は例外ではない。

視等級

アンドロメダ星雲中16 個の新星

+5

+17

+15

+27 (推定)とすれば島宇宙説にとっては致命的であるが、距離は個

アンドロメダ星雲のこれまでのところ、測定されたのは 1 例

別に推定

距離

第 5：渦状星雲の固有運動

極小実

もし、渦状星雲中に固有運動が測定された

視等級（M101）のみで、しかも測定誤差が大きい。
まだ、固有運動の測定を信用すべきでない。

極大絶

第 6：渦状星雲中の新星光度

対等級

渦状星雲には最近、27 個の新星が発見され極小絶ているが、そのうち 16 個はアンドロメダ星

対等級50 万光年

2 万光年

-3

4

+3

+7

+6 ?

+13?

雲に発見されている。これらの新星は 1895
年に発見された S And に比較すると著しく暗い。カーティスは新星には 2 つのクラスがあるのではないかと考えた。彼は S And より
暗い 16 個の新星を通常の新星と呼び、それについて極大時と極小時の絶対等級を、銀河系内で距離の測られた 4 個の通常の新星と比較した。アンドロメダ星雲内の新星の絶対等
級は星雲までの距離を 50 万光年(A 説)と 2 万光年（B 説）として推定しているが、その結果は表 3 のようになる。ここでアンドロメダ
星雲中の新星極小時の等級は極大時との等級差を 10 等として推定したものである。
A説

銀河系内とアンドロメダ星雲内の新星の光度はほぼ同程度になり、両者が同じ現象であることを示している。
B説

銀河系内には類似の明るさの新星は存在しない。また、 +13 等級という極度に暗い星も銀河系には存在しない。
以上のような比較を行ってカーティスは渦状

図 47

リック天文台 91ｃｍ反射鏡で撮影された星雲の例（観測者はキーラー）[106]天文教育 2012 年 7 月号（Vol.24 No.4）

－46－

3.4

■ 連載

恒星天文学の源流【22】■Heavens, Inst. Of Phys, Publ.,

論争の成果

シャプレーとカーティスの 2 人の論争は銀Chapter： Harlow

Shapley:Champion of the big galaxy.

河系と渦状星雲の観測的性質をそれぞれの立場から解明する上で有益であったが、結局、

8[94] Glass, I. S. 2006, Revolutionaries of
the cosmos, Oxford UP.

議論はかみ合わなかった。

Chapter 8,

235 – 267

シャプレーはケフェウス変光星の光度周期を距離測定に用いたが、それはデータ不足で[95] Bok, B. 1978, Biographical Memoire,はあったが正しい方向であった。一方、渦状National Acad. Sci., 141 – 194, Harlow
Shapley, 1885 – 1972.

星雲については｢大銀河系｣との対比にこだわったこと、M101 の固有運動にこだわったこ[96]

Shapley, H. 1914, ApJ, 40, 448 – 465,
On the nature and cause of Cepheidとなどで誤った結論に達した。

variation)

それに対し、カーティスは恒星の距離について｢平均視差｣という古典的手法にこだわっ[97]

Shapley, H. 1918a, ApJ, 48, 89 – 133,たため、銀河系のサイズを過小に見積もった。

Studies

一方、渦状星雲を島宇宙として位置づけた点

magnitudes in stellar clusters. VI: On

は大きな前進であった。

the determination of the distances of

on

the

colorsandglobular clusters.

こうして、論争から多くの課題が生まれた
が、これらは 1920 年代から 1930 年代にかけ

based

[98]

Shapley, H. 1918b, ApJ, 154 – 181,て順次解決し、銀河系と銀河宇宙の現代的なStudies

based

on

the

colorsand

宇宙論が開幕する。それについては次回に述

magnitudes in stellar clusters. VII: The

べよう。

distances, distribution in space, anddimensions of 69 globular clusters.

文

[99]

献

[88] Aitken, R. G. 1942, Biographical Mem.

Shapley, H. 1918c, ApJ, 279 –Studies

based

on

the

colors294,
andof Nat. Acad. Sci., 22, 275 – 294,

magnitudes in stellar clusters. VIII:

Curtis,Heber Doust (略伝)The luminosities and distances of 139[89 ] McMath, R. R. 1942, PASP, 54, 68 – 69,
Heber Doust Curtis（追悼と略伝）[90] Curtis, H. D. 1908, PASP, 20, 132 – 155,
Methods of determining the orbits ofspectroscopic binaries.

Council, II Part 3, 171 – 193, The scaleof the universe.
[101] Curtis, H. D. 1921, Bull. Nat. Res.

[91] Curtis, H. D. 1918, Pub. Lick Obs., 13,
9 – 42, Description of 762 nebulae andclusters

globular clusters.
[100] Shapley, H. 1921, Bull. Nat. Res.

photographed

with

the

Crossley reflector.

Council, II Part 3, 194 – 217, The scaleof the universe.
[102] Crowe, M. J. 1994, Modern theories of
the Universe from Herschel to Hubble,[92] Curtis, H. D. 1918, PASP, 29, 182 – 183,
New stars in spiral nebulale.
[93] Berkora, Leila, 2003, Minding the

Dover Pub.,

Chapter 7： Backgroundto the Great Debate、Chapter 8： The
Great Debate

天文教育 2012 年 7 月号（Vol.24 No.4）星と銀河 その 5

－47－[103] van Maanen, A. 1916, ApJ, 44, 210 –
228, Preliminary evidence of internalmotion in the spiral nebula Messier
101.
[104] Shapley, H. 1918, Proc. Nat. Acad. Sci.
of USA, Vol. 4, 224 – 229, Studies ofmagnituedes in star clusters. VIII. A
summary of results bearing on the
structure of the sidereal universe.
[105]

Shapley, H. 1919, JRAS,Canada, 13,438 – 446, On the existence of external
galaxies.
[106] Ré, P. http://www.astrosurf.com/re/crosseley_reflector_PRe.pdf

The 36-

小暮智一（京都大学 OB）

inch Crossely reflector.

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天文教育 2012 年 7 月号（Vol.24 No.4）