－46－■ 連載

恒星天文学の源流【20】■恒星天文学の源流【20】

星と銀河

その 3

～銀河と恒星系～
小暮智一（京都大学 OB）
銀河系構造の研究は 20 世紀になっても依1875 年に死去し、それを継いでボン天文台長

然として困難な課題であった。基本的には遠のシェーンフェルド（Eduard Schönfeld）が方の星までの距離を知る方法がなかったからカタログの南天への拡張の観測を続けていた。

である。可能な手段は統計的な推測であった。

ゼーリガーが観測助手として働いていたのは

今回は統計星学の基礎を作り、恒星系の構造

この頃である。1881 年にゴータ公爵設立のゴ解明に寄与したユーゴー・フォン・ゼーリガ

ータ天文台（Gotha Observatory）に移ってーとヤコブス・コルネリウス・カプタインの台長となる。しかし、それも 1 年間で、翌年生涯と天文学を取り上げる。

の

1882

年 に は ミ ュ ン ヘ ン 大 学(Ludwig-Maximilian University of Munich)
1. ゼーリガーの生涯と天文学
1.1

その生涯

に招かれ、天文学教授と付属天文台長を兼ねる。この大学は現在でもドイツにおける大学

ユーゴー・フォン・ゼーリガー（Hugo Hans

教育の中心の１つである。ゼーリガーも生涯

Ritter von Seeliger）（通 称ハ ン ス）（ 1849

を天文教育に尽くし、この大学をヨーロッパ-1924）は近代的な統計星学の基礎を築いた

における主要施設の一つに育て上げている。

研究者である。まず、その生涯を辿って見よ

カ ー ル ・ シ ュ ワ ル ツ シ ル ド （ Karlう [35],[36]。

Schwarzschild）も彼の指導を受けた一人でゼーリガーは 1849 年 9 月にドイツのシレある。シュワルツシルドは彼の師を尊敬し「いジア地方（現在は大部分がポーランド領）のつも多くを触発された」と語っていたという。

南西部ビールスコ・バイワ村で裕福な村長のゼーリガーは 1892 年にドイツ天文学会会

息子として生まれた。隣町のテッシェン高校長に就任し、ドイツにおける天文学の重鎮とを卒業後、1867 年にハイデルベルグ大学に進なった。そのため、第 2 次世界大戦の終結後、学し、数学と天文学を学ぶ。さらにライプチ

ドイツは困難な状況にあり、彼は体調を崩し

ッヒ大学に移り、カール・ブルーンス（Carlていたが、請われて生涯を通じて大学に留まShristian Bruhns）の指導で 1872 年に天文った。1924 年、9 月には彼の 75 歳の誕生日

学の学位を取得する。ブルーンスはライプチを記念して、記念文集も発行されたが、そのッヒ大学付属天文台長も兼ねており、彗星観後、急速に体調を崩し、その年の 12 月に他

測と精密な軌道計算で知られていた。学位を界した。

得たゼーリガーはボン天文台の観測助手となる。ここはフリードリッヒ・アルゲランダー

1.2

ゼーリガーの天文学（Friedrich Whilhelm Argelander）がボン

19 世紀から 20 世紀初頭にかけて、天文学

星表（Bonner Durchmusterung）(1863)を編の分野はまだ細分化されていなかった。ゼー

集したところであったが、アルゲランダーはリガーもその例に漏れず、太陽系天体、変光

天文教育 2012 年 3 月号（Vol.24 No.2）星と銀河 その３－47－

問題を提起している。もし、宇宙が無限であるとすれば、すべての物体には究極的に無限の重力がかかるので宇宙の崩壊は免れない。
宇宙が平衡であるためにはニュートン理論に修正が必要であるとし、引力の法則には逆 2乗のほかに遠方で効果的になる指数関数の因子が加わると仮定して、法則を修正した。修
正の必要性はすでに 1825 年にシモン・ラプ
ラスによっても提唱されていたが、19 世紀の天文学では重力と宇宙の無限性の矛盾は避けて通れない困難な課題であった。
2. ゼーリガーの統計星学と銀河系モデル「ゼーリガーは統計星学と銀河天文学について数多くの論文を書いているが、ほとんどがドイツ語で、しかも、長大な数式の羅列になっているため、英語圏の研究者を悩ませてきた。」それは 1925 年に弔辞を書いたエディ
図 21

ゼ ー リ ガ ー 肖 像 1910 年 頃 の 撮 影

ントンを嘆かせるほどのものであった[39]。
しかし、それでも統計星学の先駆者としての[35]

ゼーリガーの仕事はその後の多くの理論を生み 出 した 。 この 分 野 の 仕 事 を 辿 っ て み よ う
星や新星の研究、宇宙論から恒星系まで研究[35, Chapter 3]。

は広い分野にわたっている。
太陽系では土星の輪が微粒子の集合である

2.1

初期の星計測法という、当時提唱されたばかりの仮説を検証

ゼーリガーが恒星系について最初に取り組するために、微粒子の反射率、微粒子相互のんだのはボン星表の解析である。この星表は掩蔽などを考慮した輪の明るさの位相変化を

フリードリッヒ・アルゲランダー（Friedrich

計算し、土星、地球、太陽が一直線に並ぶとArgelander）によって 1859 年から 1862 年

き明るさが最大になると予測している(1908にかけて編集された星表で、赤緯－2 度から[37])。これは後にミュラー（Müller）の光電

北天全域の、9.5 等級より明るい 324,186 星

観測によって実証されたという。

を含んでいる [40]。この星表を南天の －23

また、水星の近日点移動の問題について、

度までの拡張する仕事はアルゲランダーを継ゼーリガーは太陽面から延びた黄道光物質とい だ ボン 天 文台 長 の シ ェ ー ン フ ェ ル ド （ E.

の摩擦によるという非相対論説を唱えて物議

Schönfeld）によって行われ、133,659 星が追をかもした(1915 [38]）。当時はアインシュタ

加されている(1886 年)。両者は合わせてボン

インの相対性理論による効果が広く認められ星表と呼ばれている。この星表では星は赤緯ていたが、彼は最後まで自説を曲げなかった。

毎 の 番 号 で あ ら わ さ れ 、 例 え ば BD+38 °彼はまた、ニュートンの重力理論についても

3238 (ベガ), BD-4°3419 などと記され、星天文教育 2012 年 3 月号（Vol.24 No.2）

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■ 連載

恒星天文学の源流【20】■の位置(赤経、赤緯）と実視等級が与えられて従う、としてその法則を「光度関数」と呼んいる。暗い星については現在でもこの記法がだ。

使用されている。なお、それより南天は(2) 「星の分布は一様である。」これに対し、

Cordoba Dürchmuterung (CD) （ 1892 –星の空間密度は一様ではないとして、その分

1932）,Cape Photographic Dürchmusterung

布則を「密度関数」と呼んだ。

(CPD) (1895 - 1900)に収められている。ボン

こうして 2 つの統計的関数が導入された。こ星表は眼視観測によるカタログであるが、南れらの関数を星の表面密度(明るさごと、分光

天の星表はどちらも写真観測に基づいている。 型ごと)から導くために、ゼーリガーは積分方
ゼーリガーはボン星表に基づいて銀河系内程式を用いた。積分方程式とは未知の関数がの星の分布の解析を行った [41]。銀河座標を積分の中に入っている方程式で、大局的な振設定し、銀河面に沿う星の表面密度を導く作る舞いから内部構造を知るときに使われる。

業である。しかし、32 万個の星の座標変換はゼーリガーは銀河を軸対象、扁平な構造をそれだけでも大変な作業である。それを避け持ち、星間吸収のない星系としてそれを「理るため、ゼーリガーは天域を 1 度平方に区分

想的恒星系」と呼び、大局的な振る舞いとしし、その中心点を銀河座標に変換する。次にて星の表面密度を採用した。基本的な積分方

銀河座標上でも同じように天域を 1 度平方に

程式は次のように書かれる。

区分する。赤道座標上の平方角の中心が銀河
座標でどこに対応するかを読み取り、その領域での星の数を読み取るという統計的手法で

Am =  Φ (M )dM  D (r )dr(1)

変換作業を進めた。
これによって星の表面密度が銀河面から銀この式は次の関数で結ばれている。

極まで銀緯とともに減少することが定量的に

Am :恒星比関数（Star-ratio function)と示された [42]。この傾向は肉眼星でも見られよぶ関数、天空のある方向の単位面

るがゼーリガーは同じ傾向が 9.5 等星まで見積内で ｍ 等級までの星の数られることを確認したのである。この密度分

Φ (M) :光度関数、 M は絶対等級

布からゼーリガーは、銀河系は扁平な恒星集

D(r) : 密度関数、 ｒ は太陽からの距離団であろうと推測し、1889 年に最初の恒星系

ここで Φ (M)と D (r)は未知関数である。絶対モデルを公表したが [43]、まだ、推論の段階

等級は光度 L で表わされ、積分範囲は L = 0であった。恒星系の構造は生涯にわたって追から無限大までとする。

Am

求する課題となる。

はある方向について観測から得られる関数であるがゼーリガーはこれを
2.2

統計星学の導入

ゼーリガーの次の仕事は銀河座標の天域ご

log Am = s 0 + s1 m(2)とに星の統計を取ることであるが、その出発で近似した。ここで s0, s1 は銀緯に依存する点はウイリャム・ハーシェルの仮定した 2 つ

定数で,s1 は一般に 0.6 より小さい。

の前提の見直しから始まる[35]。

光度関数と密度関数は未知関数であるが、(1) 「すべての星は同じ明るさである。」このゼーリガーは適当な関数形を仮定して、そこ前提に対して、星の明るさはある分布法則にに含まれる係数を決定するという手法をとっ天文教育 2012 年 3 月号（Vol.24 No.2）星と銀河 その３－49－た。まず、密度関数については恒星系の中心は太陽と考えていたので太陽からの距離 ｒの関数としてD (r ) = λ r −γ(3)を導入した。λとγは(1)式の解のなかで決定されるべき定数である。
光度関数 Φ (M)について、ゼーリガーは当初、ある光度で極大頻度になるガウス型誤差関数を仮定していたが、後に修正し、指数関数型に置き換えて暗い星ほどその数が増加す
るように改めている。ゼーリガーは銀河座標

図 22

ゼーリガーの銀河系モデル。
「44」、
「35、

の各方向について、また、種々の分光型の星

p.150」について(1)式による解析を進め、銀河モデルの構築を行った。彼は吸収効果に大きな関心

この図で原点は太陽、横軸は銀河面に沿うを持ち、暗黒星雲近傍の星計測などから吸収

太陽からの距離(pc)、縦軸は銀極方向の銀河量の推定を行っているが、その量は光度関数

面からの距離をあらわす。A,B,C,D,Eに影響するほどではないとして、彼の「理想緯がそれぞれ 80o, 60o, 40o, 20o, 5o的恒星系」では星間吸収は考慮されていない。

示す、また、銀河面に横に伸びる曲線は下か

積分方程式(1)において Am は単位天域ごら 30, 20, 15, 10, 5 となっているのは星のとの ｍ 等級までの星数を表したものであるか

等密度面で太陽近傍の星密度に対するパーセ

ら、基本的にはウイリャム・ハーシェルの｢星ントで表されている。原点近くの円弧内が詳計測法｣(源流 [18])と同じである。(1)式はい

しく観測された領域で、それより外側はゼー

は銀

の方向を

わばハーシェル｢星計測法｣の近代版といえる。 リガーが理論的に外挿して推定した値である。
2.3

銀河系モデル

2.4

ゼーリガーはすでに述べたように銀河系にイーストン（C. Easton）との論争

天空を流れる銀河は不規則な光の帯である。

おける恒星分布の研究を 1889 年から始めて濃淡のさまざまな模様が天空を巡る大円を形いるが [43]、その後は光度関数、密度関数な成している。銀河の不均質性をどう見るか、

どの統計的処理の理論的研究を続け、銀河系

それがゼーリガーとイーストンとの論争の要モデルをまとめて公表したのは 1920 年の最であった。ゼーリガーは上述したように、あ晩年になってからである [44]。これは｢理想

くまでも恒星系の全体的な構造に着目し、統的恒星系｣をまとめたもので太陽を中心にお計的観点から恒星系は太陽からの距離と共にき、星間吸収を無視している。彼によると恒星の空間密度を減少していく体系である。そ星系は銀河面方向に直径 1 万パーセク、銀極

れに対し、イーストン [45] は銀河の不均質方向に 4000 パーセクの広がりを持ち、ほぼ性と星の分布との関係に注目する。

回転楕円体状になっている。それを図 22 に示そう。

コルネリス・イーストン（Cornelis Easton,1864 - 1929）は航海士

J. J. イーストンの息子としてオランダのドルトレヒト
天文教育 2012 年 3 月号（Vol.24 No.2）

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■ 連載

恒星天文学の源流【20】■（Dordrecht）で生まれた。パリのソルボン

的誤差の範囲を出ていない。ゼーリガーは星ヌ大学で語学を学び、新聞や雑誌の記者とな間空間の吸収体の存在を認めていたが、恒星る。彼は少年時代からアマチュアとして天文系の統計には影響しないと考えていた。一方、学、特に銀河系の構造に興味を持っていた。

イーストンもボン星表の星計測から始めてい銀河の明るさの分布を描き出し、銀河を幾多るが、彼は全天の星をどの方向に二分しても、の領域に分けたスケッチを新聞に載せた。ス星の総数は等しくならないことから、太陽は

ケッチ集は「北天における銀河系」と題して恒星系の中心に無いと見なした。

1893 年にパリで出版された [46]。これらのスケッチはフローニンゲン大学のカプタイン
から大きく評価され、フローニンゲン大学から名誉学位が授与されている [45] 。
イーストンの次の興味は銀河のスケッチと星の分布との比較であった。そのため彼はボン星表に基づいて星数の計測を行った。その結果をスケッチと比較すると良い一致が見られたので、彼は銀河の構造について 1900 年に「銀河系は円環構造をもち、太陽は中心より外れたところにある」と仮定を立てた [47]。
その後、さらに分析を進め、銀河のスケッチ
模様が他の渦状銀河に似ているところから銀河系は渦状構造をもつという見解を発展させた [48]。彼の描いた銀河系の構造を図 23 に

図 23示そう。太陽は図の中心に描かれているが、星座を示す。白鳥座の方向に銀河中心がある。

銀河系の中心から離れている。周辺に主な星[47]

イーストンの銀河系構造、周辺に主な座が示されている。現代の銀河系像に似ているがイーストンでは銀河系の中心は白鳥座のゼーリガーとイーストンの論争は平行線の方向にあった。
イーストンの論文[47]に対して、ゼーリガ

まま終わったが、現代的な観点から見るとイーは「銀河系内の星の分布が円環状であるとーストンの円環説とそれを発展させた渦状説

するアプリオリな理由はない。」と強い批判をに利があるように見える。さすがのゼーリガ行った [49]。「円環仮説は星の分布の統計的ーもアマチュア天文家に一本取られたという性質から見て誤っている」として、ゼーリガ形であろうか。

ーはあくまでも太陽を中心とし、星の密度分
布は太陽からの距離と共に減少していくとい3. カプタインの生涯

う見解にこだわっていた。このため、太陽か

3.1

生い立ちから初期の研究ら離れた領域で星密度が増大する仮説は採用

ヤコブス・コルネリウス・カプタイン

できないものであった。彼によれば銀河の明（ Jacobus Cornelius Kapteyn, 1851 –るい領域と暗い領域の存在は星の分布の統計

1922）は 1851 年 1 月、オランダのユトレヒ

天文教育 2012 年 3 月号（Vol.24 No.2）星と銀河 その３

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トの東 40km ほどの小さな町バルネヴェルト

逸で少々慌てものでもあった。あまりに傘の（Barneveld）で生まれた。両親は寄宿学校

置き忘れが多いので、エリーゼから「もう傘の経営者で暮らしにはゆとりがあった。15 人は買ってあげません」と宣言されたこともあの子供という大家族でヤコブスは 9 番目の息ったというほどである。

子である [1, Chapter 7]。

彼 の勤 め るフ ロ ー ニ ン ゲ ン 大 学 は 学 生 数

少年時代は愛鳥家であり、科学少年でもあ200－300 人程度の小規模大学であったから、った。14 歳の頃、妹の 1 人が星図を家に持ち予算の枠も限られていた。カプタインは 6 イ

帰ったことがある。彼はそれを見て、早速、ンチへリオメータをもち、星の視差測定を目

夜空の探索を始めた。星ぼしの色や明るさの的とする天文台の設立を提案したが認められ彩りに惹かれていた。父は星には関心がなかなかった。それから 10 年間、ライデン天文ったがヤコブスのために小型望遠鏡を買って台に出張して観測を続け、視差の測定を行っ与えた。ヤコブスは熱心に観測をはじめ、市ていたが、成果は限られていた。ヘンリエッ

販の星図では満足できなくなって自分で星図タによればそれは空白の時期であった。カプの作成に乗り出した。これがヤコブスの天文

タインに転機をもたらしたのはケープ天文台

学との関わりの始まりである。

のデービット・ジル（David Gill）の論文(1886

17 歳でユトレヒト大学に入学し、数学と物[51]) である。それは南天の写真掃天観測に理学を専攻する。大学院では当時、流体力学

ついて、国際的協力を呼びかけるものであっの新しい分野であった「膜の振動について」た。

で学位を取得する。父はヤコブスが自分たち

カプタインはジルの呼びかけに応じて共同の学校経営を継ぐことを望んだが、ヤコブス

作業が始まり、ジルは観測、カプタインは乾は天文学への想いが強く、ライデン天文台に板の測定を担当し、作業は 1892 年まで続く。

移って天文学を基礎から学ぶ。与えられた課

その成果は 1896 年に南天の掃天カタログと題は恒星の年周視差の測定であった。ここでして公表される [52]。こうして手元に北天の恒星天文学への目が開かれ、3 年間を過ごす。

ボン星表と南天のケープ掃天カタログが集ま1878 年（28 歳）、天文学および理論力学のり、カプタインは本来の恒星天文学の研究に教授としてフローニンゲン大学に赴任する。

乗り出す。恒星系の研究にとってもっとも基赴任にあたって、彼はユトレヒト大学時代の本的な課題は星の距離の決定であった。恒星学友であったエリーゼ（Elise）と結婚する。

視差は 1838 年にベッセルらによって測定がエリーゼは陽気な娘であった。結婚の翌年か始まって以来、少しずつ測定星の数が増えてら毎年、長女のヤコバ（Jacoba）、次女のヘおり、カプタイン自身も写真測定から 100 個

ンリエッタ（Henrietta）, 長男のガリット

あまりの視差を測定しているが、まだまだ数（Garrit）が相次いで誕生し、カプタイン家が少なく、また、測定された星も太陽近傍には急ににぎやかになる。父親のヤコブスは今限られていた。そのため、カプタインは統計

で言えば子育てパパで、ベビーカーを押して的 手 法に よ って 遠 方 の 星 の 距 離 を 推 定 す る

市場に通うこともしばしばであったという。

「平均視差」法を導入した。これはユトレヒ

当時は大分人目についたらしい。なお、次女

ト大学の数学教授であった兄のウイレムのヘンリエッタは後にイーネル・ヘルツシュ(Willem Kapteyn) と の 共 同 研 究 で あ っ た

プルングと結婚し、また、父カプタインの伝[53] 。

記も書いている [50]。カプタインは生来、飄

続いてカプタインは星の固有運動の統計的

天文教育 2012 年 3 月号（Vol.24 No.2）

－52－

■ 連載

恒星天文学の源流【20】研究を始め、1902 年頃に星の固有運動が統計的に 2 つの方向に分かれることを見出した。
これがカプタインの二星流説である。

3.2■

ヘールとの交流ミズーリ州のセントルイスに到着したカプ
タインは万博科学館に集まった大勢の聴衆に、

1904 年にアメリカのセントルイスで世界

彼らしい軽快な口調で天文学の話題を紹介し万国博覧会が開かれた。会場の広大な敷地はた。その中で彼が強調したのは彼自身の 2 つフェスティバルホールを中心に世界中からのの見解であった。一つは二星流説、他は選択

パビリオンが並び、夜は 50 万個のイルミネ

天域の選定と国際共同観測の提案である。

ーションで飾られていた。その中で科学館はこの講演会にはヤーキス天文台の若きジョそれほど目立つ建物ではなかったが、ここでージ・ヘール（George Ellery Hale、1868 -は世界各地から講師が招かれ、それぞれのテ

1936）が出席していた。ヘールはシカゴ大学

ーマについて講演会が開かれていた。オランで写真観測用の観測機器の開発に取り組んで

ダからはカプタインが招かれたのである。

いた。1886 年にヤーキス氏（C. T. Yerkes）

カプタインと妻のエリーゼはロッテルダムの援助をうけて 40 インチ反射望遠鏡をもつ、の港からアメリカへ向かった。これがアメリ

アメリカでも最も近代的なヤーキス天文台をカへの最初の旅であった。

創設した。彼は万博に参加した頃、太陽望遠鏡の建設を目指し、ワシントン・カーネギー
協会へ資金の申請を行っていた。
ヘールがどういう経緯で万博講演会に出席したのかわからないが、彼はカプタインの講
演内容と人間的魅力とに強い印象を受けた。
特に興味を引いたのは二星流説が恒星系全体の立場から星の進化を捉えるという話題であった。これまでも星と太陽の進化については興味を持っていたが、銀河系内における進化という統計的視点は新鮮であった。
この万博での講演がきっかけとなってカプ
タインとヘールとの交流が始まる。ヘールはワシントン・カーネギー協会からウイルソン
山に太陽天文台を建設する資金を得てウイル
ソン山に移り、太陽望遠鏡の建設に取りかかっていた。
1908 年にカプタインはヘールの招きによってウイルソン山に数ヶ月滞在するが、その後もしばしばウイルソン山を訪ねるようになる。

図 24
[1]

カプタイン肖像1914 年 頃 の 撮 影

その頃、彼は星間吸収の問題に取り組んでいた。星の統計から平均的な吸収量として 10pc
当り 0.016 等級という値を得ていたが、これはまだ信頼度が足りないと述べている

天文教育 2012 年 3 月号（Vol.24 No.2）星と銀河 その３－53－[54]（これは今から見ると 1 桁以上過少の見1911 年、フローニンゲンのカプタインのと積もりである）。ウイルソン山で彼は星間吸収ころにポツダム天文台からヘルツシュプルンの測定に星の星間赤化が使えるのではないか

グが訪ねて来た。それはヘールに紹介してほと思いつき、ハーバード天文台の分光資料かしいという依頼のためであったが、38 歳のヘら赤化量として色指数（写真等級と眼視等級

ルツシュプルングは娘のヘンリエッタと出会との差）を測定し、分光型、絶対等級別に統い、互いに愛情が芽生える。ヘルツシュプル

計を取って、確かに遠方の星ほど赤化量が大

ングは 1905 年に晩期型星に巨星と矮星の区きいことを見出した[55]。しかし、赤化の原別を発見してから、その頃は HR 図の作成へ

因ついては遠方の星に赤い星が多いためか、と向かう時期であった（源流 [14]）。しかし、星間物質による散乱のためか、2 つの解釈が星の分光型から視差を導くという分光視差の可能であった。このうち、ハロー・シャプレ

方法はカプタインの時代にはまだ生まれていーは前者を主張し、カプタインも 2 つの可能なかった。

性を認めた。どちらを取るべきか判断できな

1912 年、カプタイン夫妻はヘルツシュプル

いので、彼は｢これ以上この問題に入らない｣

ングを伴って訪米の旅に出ることになった。

と宣言して星間赤化量の測定を断念してしま

ヘルツシュプルングは出発の前日にヘンリエった。星間吸収量が少ない（[54]）という結ッタとの婚約を宣言し、周囲を驚かせた。ニ果もあったので、カプタインはそれ以後、銀ューヨークに着いた一行はハーバード天文台

河のモデルでは星間吸収は無視している。

にエドワード・ピッケリングを訪ねる。ピッケリングとは選択天域の共同観測についての打ち合わせが主題であったが、その折、ヘンリエッタ・リービット（Henrietta Leavitt）に紹介される。彼女は 1904 – 1908 年に大小
マゼラン雲の変光星を観測し、その中でケフ
ェウス型変光星について周期光度関係を見出していた。これは有力な距離測定の手段になるが、当時はまだその段階に達していなかった。
1914 年に訪米した折、ヨーロッパでは第一次世界大戦が勃発し、航海の危険性のため、帰国できないという事態が生じた。しかし、オランダは中立国であったため翌年には無事に帰国する。これがアメリカへの最後の旅と
なった。
3.3

フローニンゲンと晩年の研究

フローニンゲンに戻ったカプタインは固有運動と視差に関する統計的考察に力を注いでいたが、1918 年頃から教え子であったファ
図 25

ジョージ・ヘールの肖像 [35]ン・ライン（Pieter van Rhijn）と共同で銀天文教育 2012 年 3 月号（Vol.24 No.2）

－54－

■ 連載

恒星天文学の源流【20】河系の構造の研究に集中するようになる。最■い理論的研究所としてはもっとも早い時期に

初は恒星系における星の分布の研究であった。 創立されたものである。この研究所ではいま
1920 年にカプタインは定年退職するが、引きも銀河の大規模構造や活動銀河などの理論的続き、ライデン天文台長のデジッター研究が進められ、また、バーチャル天文台を（Willem de Sitter）の招きでライデン天文

通して大量のデータ集積と処理を行う国際的台において研究を続ける。そして 1922 年になセンターともなっている。

銀河系の構造を星の分布から恒星系の力学的構造まで議論を深めた試論を公表している。

4．カプタインと銀河系

しかし、それは最後の仕事となった。前年にカプタインの仕事は 3 節で概観したようにはロンドンで開かれた王立協会で講演を行っ

3 つのテーマに分けられる。これらについてていた。1922 年 5 月にハロー・シャプレー

もう少し詳しく見てみよう。

が銀河モデルについて議論するためフローニ
ンゲンの自宅を訪ねたが、そのときはすでに

4.1

恒星カタログの作成

病が篤く、面会できる状態ではなかった。こカプタインはデービッド・ジル（David Gill,

うして 6 月に永眠した。享年 71 歳であった。

1843 - 1914）との共同研究を通して南天の恒星カタログを製作する。
ジルはスコットランド出身、1878 年（36歳）でケープ天文台長として赴任し、それ以後 1907 年まで南天の観測に当たる。1882 年に乾式乾板による写真観測で彗星の鮮鋭な像が得られたことに大きな印象を受け、写真による全天のサーベイを開始した。ジルはパリ天文台長のムーシェ（M. I. Mouchez）宛の手紙という形で、国際協力を呼びかけた[51]。
この呼びかけに応えてカプタインはジルに、「ケープ天文台で撮影された写真の測定を試みたいので、写真ネガのサンプルを送って下さい。もし、測定に成功すればあなたに協力できると思います。」と手紙を送った。ジルは早速、「協力の申し出をいただき、厚くお礼を図 26

フローニンゲン大学本館の近影

申し上げます。互いの協力の中には科学にお(2004)

出典 http://en.wikipedia.org/

ける真の友情があると思います。」と返信を送

wiki/University̲of̲Groningenった。こうした交信を通して協力が始まり、1886 年から 1892 年まで大量のネガがフローニンゲンに送られてきた。

なお、カプタインの研究室はその後、独立

カプタインは星の位置を写真乾板上から測してカプタイン天文学研究所となり、現在に定するのに、マイクロメータで測定する代わ至っている。この研究所は観測装置を持たなりに乾板を縦に置き、測量用経緯儀で数メー

天文教育 2012 年 3 月号（Vol.24 No.2）星と銀河 その３－55－トル離れたところから読み取ったという。こ星の速度ベクトルはランダムな方向性を持つ

うして測定速度が著しく向上し、その速度はと仮定した。そのため、天球上で太陽向点をジルの予想を超えるものであった。こうして原点とする特殊な天球座標を用い [53]、この1896

Photographic

座標原点から同じ角度にある星の固有運動はDürchmusterung (CPD)が完成する。南天のランダムであるとして、μの平均をとり、実454,875 星の位置と明るさを示すカタログで視等級 m とあわせて（4）式の係数 A, B, C をある。これは北天のボン星表に当たるもので決定するという手法で測定を行った。

年

に

Cape

あるが、ボン星表は星の位置をマイクロメー

ところが、平均視差の測定を種々の分光型タで計り、明るさを肉眼で推定している。そや明るさの星について遂行してみると、天空れに比較し、ケープ写真星表は写真によっての多数の方向についての結果に整合性が見ら位置と明るさの測定精度を著しく向上させてれないという結果になった。太陽向点を原点いる。

とし、太陽の運動速度を補正すれば、すべての星はランダムに分布するはずであるが、そ4.2

うはなっていなかった。

二星流説と星の進化論

恒星系全体の構造を知るには視差、すなわ

カプタインはそこで星の空間速度の方向は

ち、星の距離の知識が不可欠である。しかし、ランダムであるという仮定を捨てて、再解析

年周視差で測定できる距離の範囲は限られたを行ってみた。その結果、空間速度には大局ものであった。カプタイン自身も写真乾板上

的に 2 つの方向があることを発見した。彼はでの測定を行っているが [56]、測定精度は星には 2 つの大きな流れがあると見て、それ0.03 秒角程度であるから、100pc には達してぞれを星流（star stream）と呼んだ。これがいなかった。(第 3 節で述べたように分光視差

カプタインの二星流説である。カプタインはやケフェウス視差もまだカプタインの手元にこの説を携えて 1904 年にアメリカのセントは無かった。)

ルイスに渡ったのであった。

そのため、カプタインが採用したのは統計

2 つの星流の 1 つはオリオン座方向に向か

的平均視差と彼が呼んだ値である。彼が注目

い、他はそれから 140 度離れたさそり座に向したのは星の明るさと固有運動である。彼はかう。現在はこれを銀河回転の見かけの運動

まず、年周視差の知られている星について、として理解できるが、当時は恒星系の内部運

星の固有運動μと視差 π との関係を表す次動の発見として高く評価された。1938 年に天の公式を導いた。

文 学 の 40 年を 振 り 返っ たエ ディ ン ト ンはlog π = A + B m + C log μ（4）「（カプタインの仕事は）恒星系に組織的構造

m は星の実視等級である。

の存在することを初めて示し、新しい時代を

この計算式を用いて、ある天域で固有運動開く研究であった」と賛辞を送っている [57]。

の等しい ｍ 等星は同じ視差を持つとして、彼

その後、カプタインはヘールとの交流を進はそれを「平均視差」と呼んだ。この平均化

める中で、二星流の分光特性から星の進化論によって視差の範囲は 500－1000pc に広がとの関係 を見出した 。 彼は 1914 年の論文ったと述べている。この測定法は当時ユトレ[55] で次のように考察している。

ここでヒト大学の数学教授であった兄のウイレムと第 1 の星流はオリオン座に向かい、ヘリウ

共同で導いたもので、彼らは最初、太陽向点ム星が多い（分光型 O,B 星のことで、スペに向かう太陽の速度を差し引けば、すべてのクトルに He を示す）、また、空間速度が遅い

天文教育 2012 年 3 月号（Vol.24 No.2）

－56－

■ 連載

恒星天文学の源流【20】■という特質があり、年齢の若い星と想定され次に述べよう。

た。一方、第 2 のさそり座に向かう星流は星(1) 1920 年の「暫定モデル」[58]の空間速度が速く、また、赤い星が多いので、この星流は古い星の群れである。

これは恒星系の星の空間密度分布を星計測法から導いたモデルである。まず、銀緯 ± 40o

カプタインはさらに星雲の視線速度と運動から銀極までの南北両天球の高銀緯の星につ方向との関係にも注目した。星雲を惑星状星

いて、選択天域の観測から得られた実視等級

雲と散光星雲とに区別すると、惑星状星雲、m = 12 までの星に基づいて（4）式の係数を

例えばウイリャム・ハギンスによって観測さ次のように導いた。

れた猫の目星雲などは一般に大きな速度を示

A = -0.691, B = -0.0682, C = 0.645

しており、第 2 星流に属する古い星の仲間と

これは実視等級と固有運動から平均視差を与みなされる。これらは星の進化のエンドポイえるものである。

ントに当たるのであろうとし、一方、散光星
雲、例えばオリオン星雲などは星雲に結びついた星の速度が遅いことから、これらは第 1星流に属し、星の誕生の場を表わすのであろ

次に光度関数 Φ (M) （ M は絶対等級）についても経験的な関数形

log Φ(M ) = A + B M + C M 2(5)うとした。こうして、カプタインは星の進化を仮定し、同じ恒星データから係数を次のよ

過程を次のようなシナリオで描いた。

うに導いた。

「星は散光星雲の中でヘリウム星（O,B

A = -2.304, B = +0.01858, C = -0.13450星）として誕生する。星は次第に表面温

これらの A, B, C の値は銀緯の高い天域に度を低下させながら K, M 型へと進化し、対するものであるが、さらに低い銀緯の星に最後に惑星状星雲になる。」

ついても同様に平均視差、光度関数を導き、このシナリオは現在の進化論に近い、ただし、それによって銀河恒星系内の密度分布を求め当時はまだ収縮進化論の時代であったから、た。それを図 27 に示そう。

星は主系列に沿って一方的に収縮に向かうとこの図で太陽は銀河面内の点 S にある。斜線は銀緯 30o, 60o, 90o の方向、曲線は等密度いう観点に立っていた。

線で太陽近傍の平均密度との比 Δ ρである。
4.3

最も低い平均密度は Δ ρ= 0.01 にとってあ

銀河系モデルカプタインは 1920 年のフローニンゲン大る。この推定によると銀河は銀河面方向に中学定年退職の頃から、ファン・ラインととも

心から 9000pc、銀極方向には 3000pc まで広に、国際的な選択天域観測で得られた大量のがっている。ここで銀極方向に凹みが見られ

データを用いて銀河系モデルの再検討を始めるが、これは観測値の再検討によって後に修た。第 1 は「暫定モデル」と呼ばれる密度分正された。

布図（1920）、第 2 は「第 1 の試論」と呼ばれる銀河系構造論（1922）である。題目が示(2) 1922 年の銀河モデル [59]。 恒星系のすように、これらはどちらもカプタインにと構造については暫定モデルの改良を行っていっては今後取り組むべき課題の序論をなすもるが、それに続いて、銀河系の力学的構造にのであったが、その意図は彼の他界によってついても新しい構想を述べている。その概要

達成されなかった。これらのモデルについては次のようにまとめられる。

天文教育 2012 年 3 月号（Vol.24 No.2）星と銀河 その３

図 27

－57－

カプタイン・ファン＝ライン (1920) の恒星系モデル [58]図 28

1：銀河系の星密度の分布

カプタイン（1922）の銀河系モデル[59]恒星系は回転楕

3：銀河回転の可能性。星密度の分布が回円体で近似できる。楕円体を 10 層に分け、転楕円体状であるとすると、銀河系は静止系

太陽に近いところから I, II, ・・・X とする。

ではありえない。必然的に銀極の周りを回転

その成層モデルを図 28 に示そう。銀極方向している。回転速度は第 III 層より外側ではのへこみはすでに修正されている。この図で約 20 km/s である。しかし、星は同じ方向に

x 軸は銀極方向、 y 軸は銀河面を表し、斜線

回転するわけではない。その例は 2 つの星流

はそれぞれの銀緯方向、曲線は等密度楕円体に表れている。星流間の相対速度は 40km/s

面の I から X 間での層に対応し、第 X 層のである。

星密度は太陽近傍の 100 分の 1 である。図4：銀河系の中心。太陽は銀河面から 650pc

27 で銀河は面内で中心から 9000pc、銀極方ほど離れている。

向は 1800pc まで広がっている。カプタイン

カプタインはこうした銀河系の構造論を展開の銀河はゼーリガーに比べて銀河面でほぼ 2

しながら、「 この構造論はまだ十分に整合され倍に広がっている。

ておらず、今後の検討が必要である」と述べ

2：恒星系における重力の分布と恒星の総数。銀河を回転楕円体とみなし、星密度がわている。しかし、その検討はついに果たされることはなかった。

かると、星の相互間の重力加速度が計算される。星の平均質量をほぼ太陽並みと仮定すると、銀河を構成する星の総数は 476 億個と見積もられる。

5. おわりにゼーリガーとカプタインを比べてみるとその対比が面白い。2 人はともに恒星系の統計

天文教育 2012 年 3 月号（Vol.24 No.2）

－58－

■ 連載

恒星天文学の源流【20】■的研究を主題としているが、前者は理論、後Bonn, Bonn （ボン星表、改訂版）

者は観測と手法はかなり異なっている。両者[41] Seelilger, H. 1891, Neue Annalen der

とも銀河構造を最晩年の仕事として取り組み、

Koeniglichen

Sternwarte

太陽をほぼ中心にすえたことや星間吸収を無Bogenhausen bei München, Vol. 2, C1 –視した点など、似たような銀河モデルを導い

C4, Die Verteilung der inている。しかし、2 人の性格はまったく対照

Bonner的である。ゼーリガーは厳正で少し近寄りがSterne und Himmel. (ボン星表に基づく

たいところがあるが、カプタインは飄逸で人

恒星系密度分布)

Duchmusterungeninbeidenenhaltenに好かれるタイプである。2 人ともそれぞれ[42] Seeliger, H. von 1886, München Ak.

の仕方で 20 世紀初頭の恒星系天文学に大きSber., 16, 220, Über die Verteilung derく貢献した。

Sterne auf der sudlichen Halbkugelnach Schönfeld’s Durchmusterung.

文[43] Seeliger, H. von 1889, München Ak.

献[1] Belkora, Leila

2003, Minding the

Sber., 19, 565, Betrauchungen über dei

Heavens – The story of our discovery of

räumliche Verteilung der Fixsterne.

the Milky Way, Inst. Of Physics Publ.

（銀河系モデルの最初の論文）(採録)[44] Seeliger, H.von 1920, München Ak.

[35] Paul, Erich Robert, 1993, The MilkySbr, 87 – 144, Untersuchungen überWay Galaxy and Statistical Cosmology,

das Sternsystem. （晩年の銀河モデル）

1890 – 1924, Cambridge UP
[36]

Hugo

von

Seeliger,[45] Easton, Cornelius, Encyclopedia, by
Wikipedia,

Blaauw, A.,（弔辞）<http://en.wikipedia.org/wiki/Hugo_vo<http://www.encyclopedia.com/doc/1G2

n_Seeliger>_2830901275.html>[37] Seeliger, H. von 1908, AN, 178, 241,[46] Easton, C. 1893, La voie lactée dansÜber die Heiligkeit das Saturn bei

l’hemisphère boreal, pp.71, G.Villars &verschwundenem Ring. (土星の輪の明

f, Paris.（著書「北天における天の川」）[47] Easton, C. 1900, ApJ, 12, 136 – 158, A

るさ)[38] Seeliger, H. von 1915, AN, 201, 273,

new theory of the Milky Way.（銀河系のÜber die Anomalien in der Bewegung

円環構造、太陽は円環の中心から離れた

der inner Planeten. (水星の軌道運動の離心点にある。）[48] Easton, C. 1913, ApJ, 37, 105 – 118, A

特異性)[39] Eddington, A. S. 1925, MNRAS, 85,

photographic chart of the Milky Way

316 – 318, Hugo von Seeliger （弔辞）and the spiral theory of the Galactic

1963,

System.（銀河系の円環と渦巻き構造）

Astronomicshe Beobachtung auf der[49] Seeliger, H. 1900, ApJ, 12, 376 – 380,

[40]

Argelander,

Sternwarte

F.
der

W.

A.,

Königlichen

Rheinischen

Remarks on Mr. Easton’s article “On anew theory of the Milky Way” in theFriedrich-Wilhelm-Universitätzu

Astrophysical Journal for Sepember.

天文教育 2012 年 3 月号（Vol.24 No.2）星と銀河 その３

－59－

35° 4013.

[50] Hertzsprung-Kapteyn, Henritta, The
Life and Works of J. C. Kapteyn, (復刻[57] Eddington, A. S. 1938, Forty years of

版：1993, Kluwer Acad. Ubl.)

astronomy, In Needham & Pagel (eds),[51] Gill, D. 1886, Bull. Astron., 3, 161 –Backgroundto

ModernScience,

164, Photographie astronomique. （パCambridge Univ. Press, p. 167－178.

リ天文台長 M. I. Mouchez への公開書[58] Kapteyn, J. C. and van Rhijn, P. J.
1920, ApJ., 52, 23 – 38, On the

簡）.

distribution of the stars in space[52] Gill, D. and Kapteyn, J. C. 1896, The
Cape photographic durchmusterung forespeciallythe equinox 1875, Darling & Son Ltd.

latitudes.

London

in

the

high

[59] Kapteyn, J. C. 1922, ApJ, 55, 302 –[53] Kapteyn, J. C. and Kapteyn Willem

328, First attempt at a theory of the1900, Pub. Groningen Publications, 5,arrangement

1 - 87, On the distribution of cosmic

sidereal system」

andmotionvelocities; 1906, Groningen Publ., 16,
13-19,

galacticSomeusefultrigonometricformulae and a table of goniometricalfunctions for the four quadrants. (平均視差の導入)[54] Kapteyn, J. C. 1909, ApJ., 29, 46 – 48,
On the absorption of light in space.
[55] Kapteyn, J. C. 1914, ApJ., 40, 187 –
205, On the change of spectrum andcolor index with distance and absolutebrightness.

Present

state

of

the

question.
[56] Kapteyn 1900, Pub. Astron. Lab.

小暮智一（京都大学 OB）

Groningen, Vol. 1, 1- 98, The parallaxof 248 stars of the region around BD

＊

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天文教育 2012 年 3 月号（Vol.24 No.2）

ofthe