ステラーライト

宇宙からの誘惑 磯崎新
施設紹介 低中分散分光器
いろいろな眼で見る宇宙 Ｘ線天文学
占有利用
天体列伝 わたしたちの銀河系観測報告 γ線バースト可視光残光の検出に成功！

11

No.

宇宙からの誘惑
磯崎 新
私の小学生時代はまだ太平洋戦争中で、世間はあわただしく、想い出すほどの本も読んでいないのに、
ガリレオ・ガリレイの伝記だけは記憶に残っている。勿論、わが家は戦災にあい、この本も灰になった。
ス タ ー ・ ゲ イ ザ −たしか翻訳で、その原書のタイトルは「星を見つめる人」だった。
毎晩星を見ていたからこそ、あんなに革新的な科学者になれたのだと子供心に感じ入って、しばらくは肉眼で星座の名前と配置を覚えようとしていた。望遠鏡というものは、学校にも、近所にもどこにもなかった頃だ。
戦後、大学が新制になって私は理科一類というところに進学した。その先は決まっていなかった。ア
インシュタイン理論の解説などを聞き理論天文学という領域がうまれていることを知って興味をもった
けれど、ヌード・デッサンなんかやりながら、美術にハマり教室に通う暇がなくなって、得意だったはずの数学がわからなくなった。あげくに、技術と美術（実はこの両者は語源的には同じもの）を同じにやれるといういたって怠惰な理由で建築学科へいった。
先日、この建築学科の先輩で夭折の詩人、立原道造の詩碑を軽井沢高原文庫の片隅にデザインした。
メルヘンのような世界にさそわれるこの建築家＝詩人はその友人の証言によると、建築家にすすむ以前
ス タ ー ・ ゲ イ ザ −は天文学が志望だったという。私が「星を見つめる人」を読もうとしていた頃のことである。
建築はいたって世俗的で、その実業的な世界を、建築家として超えたいという欲望につきうごかされることがある。建築を重力の支配から解放して空中に浮かせたいと思ったりする。立原道造もそんな衝動をメルヘンのような詩に仮託したのではないか。それを私は未知の宇宙からの誘惑だと考える。私たちの住まう現世にはたくさんのしがらみがある。建物をつくるには重力法則や法制的基準や予算や地勢や民意などのもつれた糸を一本一本ほぐさねばならない。あげくにできあがっても、これらすべての要因の支配下にあることに相違はない。すくなくとも構想は飛翔したい、別の世界を組み立てたい、そん
な衝動に動かされる。宇宙が誘惑しているに相違あるまい、と私は考えるようになった。立原道造という先達もいた。建築を超えたいと願っている一群の建築家たちだ。彼らはみんな子供の頃に宇宙の神秘を感じとり、星をみつめ、宇宙の果てに想いを馳せたはずである。
小寺群馬県知事から公開天文台をつくる構想をお聞きしたとき、とっさにあの「星をみつめる人」のことを想い出した。小寺さんには宇宙のことが好きだといった。建築家になる以前に、こんな天文台に行けたなら、星ばかりをみてすごすようになったかも知れない。そんなふうなデザインをやってみたいとも考えた。
建築家になってから、建築の起源が気になり始めた。ブラックホールやビッグバンの記事を読むたびに、それは宇宙の起源にかかわっていることを知って、そこには建築の起源と同じ問題がひそんでいる
ことが分かってきた。美術にハマって、天文学から遠ざかったはずなのに、、対象は違うけれど思考の階梯では近いところに来てしまったのではないか。何のことはない。あの子供の頃に星を見つめる場所にもどってしまっているのだ。そのためにも、せめて望遠鏡ぐらいはのぞいておきたかったと思っている。そんな望遠鏡が公開される場のデザインができるのは、何にも増して嬉しいことだった。
宇宙より送られた信号の受信装置である今日の望遠鏡に加えて、ロンドン郊外にあるストーン・ヘン
ジやインド・ジャイプールにあるジャンタル・マンタルのような過去の天文台を、実物大に再現することを知事にお願いしたのも、子供の頃に私たちが感じた宇宙からの誘惑は、人類が有史以前から持ちつづけていることも知ってもらいたいためでもある。新しい「星を見つめる人」たちへの贈りものである。
それが私にとってのメルヘンだったと感じてもらえると有難い。

磯崎

新／建築家

ぐんま天文台を設計

ぐんま天文台の建設委員を努める2

施 設 紹 介
低中分散分光器（LOGOS）
今回は、65cm望遠鏡に取付けられる「低中分散分光器（LOGOS）」を紹介します。この分光器は150cm望遠鏡にも65cm望遠鏡にも取付け可能となっていますが、通常は65cm望遠鏡で運用することになっています。
分光器の性能を示す指標の一つに「波長分解能」があります。
これは光を虹のようにさまざまな色に分ける時、何色に分解できるか？という能力のことです（くわしくは前回の施設紹介を参照）。
前回の施設紹介にもあったように、150cm望遠鏡に設置されているエシェル分光器はぐんま天文台で最も波長分解能が高く、極度に精密で高度な装置です。これに対して、低中分散分光器はわず
か１／30〜１／５の波長分解能しかありません。しかも同じような波長分解能を持つ分光器は、世界のほとんどの大望遠鏡にも用意されていますので、65cm望遠鏡と低中分散分光器を用いて世界最先端の研究成果を出すことはかなり難しいでしょう。
しかし一方で、低中分散分光器（LOGOS）より能力の低い小型
低分散分光器（GCS）と65cm望遠鏡を使った天文学的成果が、既にいくつかあがっています。それらの多くは超新星や極超新星といった天体爆発現象の確認・追跡の成果でした。こうした現象
は突発的に起きるため、大望遠鏡では追跡しにくいということなのかもしれません。これらの成果は華々しくありませんが、天文

65cm望遠鏡に取付けられた低中分散分光器（緑色の部分が分光器）

学を縁の下で支える役割をしています。
低中分散分光器（LOGOS）は、小型低分散分光器（GCS）を更に改良・バージョンアップした設計に基づいています。現在、65cm望遠鏡に取りつけてテストを行っていますが、低中分散分光器では波長分解能などの設定変
更が短時間で簡単に行えるようになり、感度も高くなりました。これによって、さまざまな突発現象に臨機応変に対応することができるようになります。低中分散分光器が本格嫁動すれば、さらに多くの突発現象の確認、追跡が可能になることでしょう。
（観測普及研究員河北秀世）

いろいろな眼で見る宇宙―Ｘ線天文学―した。ドイツの物理学者W. レントゲンが、1985年、

１．Ｘ線とは陰極管（真空管）の実験をしているときに、そばに置い
Ｘ線とは光と同様電磁波の一種なのですが、私たちのてある蛍光紙が緑色に光っていることに気づきました。

目が見ることのできる光（可視光線）に比べて、エネル

陰極線（電子線）の当たる陽極から強い放射線が出ていギーがざっと1000倍も高い電磁波です。一方、前号でることが原因だと突きとめ、その性質などを調べました。

紹介がありました電波は可視光線と比べるとざっと100

しかしながら、その正体がわからなかったため、レント

万分の1のエネルギーといったエネルギーの電磁波といゲンは未知を表すXからこの不思議な光線をＸ線と名づえます。

けました．その後、最初に述べましたように正体は解明されたのですが、相変わらずＸ線と呼んでいます。

このＸ線の発見は、最初のノーベル物理学賞となりま

3

−7

−9

10

−5

10

10

−3

−1

10

10

3

10

−7

10

7

10

10

9

10 eV
高度

N2, O2
Ｋ端

−8

10

5

10

電離層の
プラズマ・カットオフ
プラ−100km

−6

10
気
圧

−5

10

1
−
2

−4

10

回転

−3

10

光電
吸収

振動

1
−
−
10

−50km
1
−
−
−
100

−2

10

−1

10

エベレスト

チャカルタ
カルタヤ
チャカルタヤ1−1cm
10m 1m 10cm 1cm 10

。
3
10 A

−3cm

10

−10km

。 。
。
-1
10A 1A 10 A

。
-3
10 A

−4cm

10

電波

γ線
マイクロ波

ミ
リ
波

赤外線

可視光 紫外線

Ｘ線

。
-5
10 A

図１．いろいろな波長の電磁波が地
球大気で吸収される様子。
1/2、1/10、1/100になる
高度が実線で示しています。

月からのＸ線（もちろん、反射された太陽からのＸ線）

２．Ｘ線天文学って？

を測るというものでした。月からのＸ線は検出されま
ところで、Ｘ線はレントゲン写真が撮れるくらい透せんでしたが、月から数十度離れた方向、さそり座の過力が強いし、天体からやってくる光や電波は地上ま方向から、想像を遥かに超えたＸ線が検出されました。

で届くのだから、 Ｘ線なら地球の大気も素通りして全天一明るいＸ線天体、さそり座X-1と呼ばれる天体

地上まで届いているのだろうと思われる方がいらっしからのＸ線でした。こうして、Ｘ線天文学が誕生した

ゃるかもしれません。ですが、Ｘ線はエネルギーが高のです。このＸ線天文学の誕生、宇宙Ｘ線の発見によい、つまり波長の短い電磁波なので、物質を構成する

り、今年度、小柴先生とともにジャコーニはノーベル

原子と相互作用（お互いに影響を及ぼし合うこと、衝

物理学賞を受賞しました。

突、吸収などが含まれる）することになります。です
ので、Ｘ線が行路にどれだけ原子が存在するかでＸ線

４．すだれコリメータ

がどれだけ吸収されてしまうかが決まります。人体を通るより、大気を通ってくる方が大量の原子と出会うのです。つまり、Ｘ線天文学というのは、ロケットや

これ以降、ロケット観測によりＸ線天体の数は増大

人工衛星にＸ線の観測機器を積みこんでの観測を行わ

していきます。当時使われていたＸ線観測装置は、ガなければならないのです。

イガー計数管や比例計数管というものなのですが、これは一方向に窓がある弁当箱のようなもので、その窓から入ってきたＸ線を数えるというものでした。Ｘ線は可視光のようにレンズは使えず、また、限られた条

３．Ｘ線天文学の誕生

件でしか反射しないため、Ｘ線望遠鏡なるものがあり
第二次世界大戦後、観測機器を大気圏外に運ぶことませんでした。そのため、天体の位置については1度がロケットにより可能となってきました。太陽からの程度の精度でしかわかりませんでした。点源であるのＸ線が最初に検出されましたが、予想どおり、それほ

か、広がっているのかさえわからなかったのです。こど明るくはありませんでした。他の天体からのＸ線をのＸ線望遠鏡のかわりとなったのが、日本の小田稔先

考えると、その距離が太陽に比べれば桁違いに遠いた生が発明したすだれコリメータでした。これは、計数

め、当時の技術では検出できないだろうと思われまし

管などの窓に、格子状のもの（すだれ）を2重にとりた。しかしながら、アメリカのロッシやジャコーニはつけるといった簡単なものです。このようにすると、「自然は我々より、もっと空想に富んでいるかもしれ角度によって天体が見えたり隠れたりします。これをない」と思い、ロケット観測を行ったのです。名目は、解析することにより、Ｘ線天体の位置を一分程度の精度（ほぼ肉眼での精度）まで求めることができるよう

4

図２．ヨーロッパのX線衛星
ローサットで撮像されたオリオン座付近のX線画像（左）と可視光での画像（右）（可視光の画像で最も明るく写っているのは月だと思われます。
一方、X線画像ではかに星雲になります。
）になったのです。すだれコリメータを使った観測により、Ｘ線天体の可視光天体との同定が可能となってきました。1966年には、まさに東京天文台岡山観測所とパロマー天文台によってさそり座X-1の対応天体が発見されたのです。（ここらへんの顛末もまた面白いのであるが、ここでは述べない。ぐんま天文台参与清水実先生にお尋ねすれば、当時のことを振り返ってお話し下さるかもしれない。）この技術により、Ｘ線天６．現在のＸ線天文学と将来

文学は天文学として認知されたといっても過言でないでしょう。（小田稔先生は、2002年3月1日、日本のＸ線天文衛星「あすか」が衛星の寿命を終え大気圏に21世紀の幕開けとともに、Ｘ線天文学も新しい時代再突入した一日前に亡くなられました。今日までご存へ突入しました。1999年7月アメリカがアインシュタ

命であれば、小田稔先生もノーベル物理学賞を受賞さ

イン衛星の後継機というべきチャンドラ衛星を打ち上れたであろうことは想像に難くないでしょう。
）

げました。1秒角を下回る精度のＸ線望遠鏡とＸ線
CCDを搭載した衛星で、ハッブル宇宙望遠鏡のＸ線版といったような衛星です。そのクリアな画像はみなさ５．Ｘ線天文学の発展

んもどこかで目にしているかもしれません。また、その望遠鏡を追うように、1999年12月、ヨーロッパ宇

1970年12月、アメリカがケニア沖から打ち上げた

宙機構からXMM-ニュートン衛星を打ち上げました。

初めてのＸ線衛星「Uhuru」は、全天サーベイを行い、この衛星は、最大のＸ線望遠鏡とＸ線CCDを搭載し、339個のＸ線天体を発見しました。これまでのロケッ

チャンドラ衛星に比べると分解能は劣るものの、5倍ト観測なら1回の観測が10分程度であったのに対し程度高感度といった性質をもった衛星なのです。このて、比較にならないほど効率がよくなりました。さら衛星たちと並ぶはずだったのが、日本の衛星「Astro-に、イギリス、オランダなどもＸ線衛星を打ち上げてE」なのです。2000年2月打ち上げられたのですが、いきました。1978年に打ち上げられた、アインシュ

御存知のとおりロケットの打ち上げに失敗し、Ｘ線衛タイン誕生100年を記念して名づけられたアインシュ星となるはずだった観測装置たちはまさに日の目を見タイン衛星は、初めてＸ線望遠鏡を搭載した画期的なることがありませんでした。この衛星は、初めてＸ線衛星でした。位置分解能3秒といった精度を達成し、カロリーメータという装置を搭載し、Ｘ線の色（エネ

人類がはじめてＸ線天体画像を手にしたのでした。Ｘルギー）を詳細に見分けるといった特徴をもつ衛星で線は高いエネルギーを持つ電磁波であるため、Ｘ線天した。この衛星の打ち上げ失敗により、「あすか」の文学では宇宙の活動的な姿が見えます。その姿を実際

後を継ぐ日本の衛星がなくなり、1979年以降常にもに見ることができるようになってきたわけです。

ち続いてきた日本のＸ線衛星は2001年3月の「あすか」

日本では、1979年に打ち上げられた最初の衛星消滅に伴い、途切れてしまいました。しかし、「はくちょう」が広視野すだれコリメータを搭載し、「Astro-E」の持つ特徴は他では真似することができな

続いて1983年に「てんま」衛星、さらには、1987年

いし、その性能を活かせないのは残念といった声もあ

大面積比例計数管を搭載した「ぎんが」衛星が打ち上り、2005年に「Astro-E II」として打ち上げを目指げられました。さらには、1993年今までより高いエ

しています。チャンドラ、XMM-ニュートン、そして、

ネルギーまで対応したＸ線望遠鏡と世界ではじめての「Astro-E II」が揃い踏みをする時代が本当のＸ線天文Ｘ線CCDを搭載した「あすか」が打ち上げられました。

学新時代の幕開けといえるのかもしれません。

世界をリードしてきたアメリカがアインシュタイン衛

三つのミッションの比較星以降、衛星を持たなかったのに対し、日本ではおよAstro-EllChandraNewton(XMM)

そ20年常に衛星を持ちつづけていたのです。1990年
代は、ヨーロッパのローサットと日本の「あすか」が高い（分光能力）

Chandra世界のＸ線天文学をリードしたのです。特に「あすか」

面積
（集光力）

帯域

はＸ線天文学を熟成させた衛星、また、Ｘ線CCDを搭

大きい

広い

載するなど、次代への大きなステップをもたらした衛星といえるでしょう。

解像度

5

高い

NewtonAstro-EⅡ

図３．Chandra、Newton、
Astro-EIIの性能比較と概念図。
（宇宙研ホームページより）（観測普及研究員

衣笠健三）

占 有 利 用
望遠鏡の夜間貸出利用
ぐんま天文台では、望遠鏡と関連機材を安全にまた現在有効な資格をお持ちの方が約500人います。天体

大切に使っていただくために、「望遠鏡操作資格取得講

観測というと個人での利用を想像されるかもしれませ

習会」を開催し、試験に合格した方に「望遠鏡使用資

んがそればかりでなく、学校の先生や団体の指導者が格証」を発行しています。資格には、最も基礎的で初資格を取って、理科の学習や部活動、自然体験教室な

心者が必ず取らなければならない観察用望遠鏡操作資どに活用していらっしゃいます。このように多くの方

格ａから本格的な研究観測ができる65cm望遠鏡操作にいろいろな目的で利用していただいた成果を、昼間

資格ｃまでの５種類があり（表参照）、取得した人は誰の施設見学や一般観望で来台される皆さんにも見ていでもその資格の範囲内で望遠鏡と関連機材を一晩中使

ただきたいと、昨年夏には「占有利用成果発表会」をうことができます。このような望遠鏡の夜間貸出利用

開催して１ヶ月ほど天体画像や合宿利用成果などを展のことを占有利用と呼んでいます。

示しました。
ぐんま天文台の夜間貸出利用のしくみを皆さんもぜ

占有利用できる望遠鏡は、移動式望遠鏡、観察用望

ひご活用ください。

遠鏡、65cm望遠鏡の３種類で、それぞれに取り付ける（観測普及研究員）

ことができる機材もあらかじめ申し込んでおけば利用できます。利用可能日は週末（金土日）の３日間のうち最長で連続２日間、各日午後10時から翌朝6時までとなっています。予約は原則として利用希望日の３ヶ月前から１ヶ月前までに受付けますが、65cm望遠鏡については審査を行い、望遠鏡の性能を十分に生かせない場合や観測計画に無理があるなどの場合にはお受けできないことがあります。
ところで、占有利用のための資格には３年間の有効期限があるのですが、毎年１回「ユーザーズミーティ
ング」に参加すれば、有効期限がやって来た時に３年後へ自動更新されます。ユーザーズミーティングというのは、機材の現状・改善点・更新状況や利用の仕方の変更などをお伝えするための会合です。ここでは利用者の要望などもお聞きして、運用に反映させていくようにしています。
占有利用は平成11年度に始まり、来年度で５年目を迎えます。この間600人以上の方が講習会に参加し、

図：65cm望遠鏡占有利用風景●望遠鏡操作資格の種類
資格種別
観察用望遠鏡操作資格ａ
観察用望遠鏡操作資格ｂ
観察用望遠鏡操作資格ｃ65cm望遠鏡操作資格ｂ65cm望遠鏡操作資格ｃ
*対象

対 象*
初心者
中上級者
中上級者
上級者
上級者

利用できる機材
移動式望遠鏡、カメラボディなど
観察用望遠鏡、カメラボディなど
観察用望遠鏡、CCDカメラなど
65cm望遠鏡、専用観望用接眼部、カメラボディなど
65cm望遠鏡、CCDカメラなど

初心者：望遠鏡を設置して操作した経験のない人
中級者：望遠鏡を設置して操作でき、天体の位置を調べて観測できる人
上級者：観測条件を考慮して観測計画を立て、機材を適切に選択・使用できる人

6

天 体 列 伝

我 々 の 銀 河 系
ことがあります。一つは空の上で天の川は円みたいに■まずは天の川の散歩から見えること、もう一つは宇宙をみてみるとアンドロメ
夏の天の川は夏の風物詩というほど目立つ存在でダ（図2）のような円盤の形の天体がたくさんあるこす。実は天の川は全天を一周しています。夏も夜更けと、です。現在の理解では、図3にあるように、天のになると白鳥座から北上してゆく天の川が見えますが川はアンドロメダのような円盤状の星の集まりで、太（図1左）、さらにその北には冬のカシオペア座があり

陽系はその中で中心から半分位はなれた所に位置し、（図1中央）、天の川はその中を通って今度は南下して円盤を見通す方向は多くの星が重なって天の川として

オリオン座のやや北を通って行きます（図1右）。春の見えると考えます。天の川は星の集まり（銀河とよび時期には南下していますが、夏にはまたいて座を通っます）であり、アンドロメダなど他にもたくさんあるてさそり座やわし座の方へ北上して来るわけです。ど銀河の中の一つと言う意味で、今後は（我々の）銀河

うやら空の上では一周している円みたいな形になって系と呼ぶことにします。
これで銀河系の格好がみえてきたでしょうか。ここいます。倍率の高い天の川の写真をみれば暗い星が群れていることもわかります。

では単に『円盤』と今まで言っていた格好を少し詳し■天の川はどんな形に星が集まっているのだろうか？

く見ておきましょう。図3にも示してありますが、銀河系は、直径約10万光年、厚さ約1000光年の円盤と、その中央の膨らんだ部分（バルジ）から成り、太陽は円盤中央から約100光年浮いた位置にあります。電波

自分が鳥になったとしましょう。空高く飛べば森のの観測から、アンドロメダ銀河と同様、円盤には渦巻形を見るのは簡単ですが、森の中にいると、森の全体

きがあることが知られています。また、円盤とバルジの形を想像するのは容易ではありません。同様に我々をとりまいて約20万光年の大きさのハローと呼ばれるも天の川の中に住んでいるので、天の川の形を想像す

まばらな星の広がりがあります。

るのは簡単ではありません。ここで二つヒントになる

図１．天の川写真
左／夏の大三角（画像中央部）の間をぬって流れる天の川。下（南）の方が中心部になります。二手に分れるように見えるのは、その間の領域の空は星間物質の影響で暗くなってしまうからです。
中央／カシオペア座（画像右下端近く）を流れる天の川。中央やや左には、すばるやヒヤデス星団がうつっている。
右／オリオン座（画像中央やや左下）の近くを流れる天の川（ぐんま天文台撮影）

7

図２．アンドロメダ銀河
我々の銀河系の近くにある銀河。我々の銀河系とアンドロメダは300万光年程度の大きさに広がる50個程度の銀河の集団『局所銀河群』の中心的な銀河である。
（ぐんま天文台撮影）

直径約10万光年
天の川を横から見たとき（想像図）
天の川を横から見たとき（想像図）
天の川を横から見たとき（想像図）

天の川を上から見たとき（想像図）
天の川を上から見たとき（想像図）
天の川を上から見たとき（想像図）

厚
み
約
1000
光
年

天球（空）
︵夏
夏の
の天
大の
三川
角
や
い
て
座
の
近
く
︶

バルジ

地球
円盤

︵冬
カの
シ天
オの
ペ川
ア
座
の
近
く
︶

図３．銀河系の模型図
天の川が空の上で帯状になって見えるわけ：太陽から我々の銀河系の円盤にある星を結んで空の上に投影してみると、全天を一周する帯になって見える。ふくらんだバルジの方向の天の川は広がって見える。
．

8

的な成分が存在するのか、これは長い間の問題でした。

■銀河系には何がある？

中間的な成分とは、あるとすれば上に述べた厚み
みなさんはどんな種類の天体を挙げることが出来ま

1000光年の円盤よりも倍くらい厚くて星の数はそのすか？一番身近なのはやっぱり惑星や彗星といった太円盤の2%程度だと思われていました。このわずかな陽系の天体でしょうか。空に見える数限りない太陽み成分を検出するには、円盤の厚みの方向で星の数を数たいな星や、他に白色矮星や褐色矮星、中性子星、ブえるしかありませんが、なにせ天球上に投影入された

ラックホール、惑星状星雲、超新星残骸。また、散光星を数えることで検出しなければなりません。ですか

星雲、暗黒星雲、散開星団に球状星団、銀河団やクェら広い視野で多くの星を数える必要がありました。最ーサー。この中で銀河系で見つからないのは最後の二近になってスローン・ディジタル・スカイ・サーベイ

つです。銀河系は立派な天体の博物館なのです。

という観測が行われ、決着が見えてきました。これはここに挙げたさまざまな天体はその典型的な年齢がもともと銀河系の外にある系外銀河の探査のために発大分違っています。暗黒星雲や散光星雲は星が生まれ案された観測でしたが、当然その画像の中に銀河系のる現場です。次に若いのは散開星団で500万年から古星も写ってくるので、これらを解析して見ると円盤のいもので50億年くらい、球状星団は120億年から150

10％にもおよぶ厚い円盤成分が見えてきたのです。

億年くらい。惑星状星雲は星の死の直前の姿、超新星

では、こういう分布からみた中間的な成分というの残骸を残して死んだ後重たい星は白色矮星になりまは、その他の特徴、例えば星の運動や年齢、にも中間す。褐色矮星は軽かったため星として光ることができ的な特徴がみられるのでしょうか。現在のところ、なかった星々でした。

Yesであると思われています。またこうした成分は北これら多種な天体の銀河系の中の分布はかなり特徴

半球で見える一番おとなりの銀河、アンドロメダでも的です。分布は概ね天体の年齢で別れていて、銀河系検出されたという報告もあります。案外かなりの割合の初期からみられる天体はバルジやハローに、若い天の渦巻き銀河にはそんな成分があるのかもしれませ

体は円盤に集中して分布しています。暗黒星雲や散開ん。どうしてこのような成分が存在できるようになっ星団などは円盤に集中し、球状星団などは天の川からたか、というのは面白い問題のように思いますがいか離れてバルジやハローといった領域に分布していまがでしょうか？現在思われている考えを書いても良いす。散開星団のうち、若い星団は渦巻きに沿い、古いのですが、皆さんの想像を待つことにしましょう。ヒものは渦巻きへの集中が無いことから、星団は渦巻き

ントは、星と星の間隔はそれを星の半径で測るとそのの近くで生まれ、時間がたつにつれて渦巻きから離れ約1千万倍にもなるのですが、銀河同士の間隔は自分て行くものと想像できます。

の大きさの約10倍程度、ということです。そういえば、

ここでは可視光で見える天体しか挙げませんでした

楕円銀河にしても、すべてがきれいな楕円系をしていが、これらの天体のない空間が真空になっているわけ

るわけではなく、その周りにリップルとよばれるさざ

ではありません。円盤の中には1m あたり1個程度の波のような形の星の並びが見られることもあるのです

水素原子と、もっと少ない分子ガスがあります。

が（図4）、これも原因は同じかもしれません。

3■ほんとうに円盤とハローしかないのか？
上に述べた銀河のハロー、円盤構造という見方は、銀河の成分をきっぱり二分した見方です。しかし、本図４．楕円銀河ripple
丸い形の銀河には、この銀河のように周囲にさざなみのような形で星が分布する銀河もある。

当にそれでいいのだろうか、という疑問もあります。
銀河を作るモデル屋さんからすれば、いくつもの成分を作ることはたくさんの要因を考えなければいけない■銀河系はまだ研究題材の宝庫？

ので、『複雑になり何が本質なのかわかりにくくなる』ということになります。しかし、現実はやっぱり複雑なのではないか・・・そしてその複雑さが生じて来た

銀河系についてはまだまだ重要な問題が残っている

原因にも何かしらの本質が含まれているのではないようです。なんといっても銀河系の進化と誕生の問題

か、そんな考えもあるように思われます。

があります。銀河系の150億年にわたる進化を一つの銀河系の構造と言う意味では、ハローと円盤の中間ものさしで語ることは難しいでしょうが、一つのもの

9

なっていないのです。こういう天体を理解することこそが新しい理解を得るための原動力になるのです。
また、いままで銀河中心の話をしてきませんでした。
銀河中心は現在さかんに解明がすすんでいる領域の一つです。約十年前までは可視光か電波の観測が主でしたが、可視光で銀河中心をみるとその光の強さが1兆分の1になってしまうため観測が進みませんでした。
従って、電波で観測するよりなかったわけです。しかしこの十年で赤外線の観測（それも高解像度、広視野）が可能になりました。電波はガスの出す電波を捉えることは得意ですが、特殊な星以外の星を見ることはほとんどできませんでした。赤外線で星まで見えるよう

図５．ω-Cen星団
南天の雄ω-Cen星団はぐんま天文台からでも南の地平線すれすれにみることが出来る。南半球では肉眼でも十分見ることが出来るそうだ。
球状星団は丸い形のものが多いが、ω-Cen星団はかなりつぶれた形をした異常な星団で、我々の銀河系の外から降ってきたのではないかという説もあるくらいである。その真偽はともかく、銀河系はそのまわりの環境と孤立したものではないということである。
（ぐんま天文台撮像）になってわかってきたこともいくつかあります。その中で二つ、とりあげることにしましょう。
一つは銀河中心近くで数個の若い星団が見つかりました。若い星団は数百個の星の作る重力でメンバーの星を閉じ込めて星団としての一体性を保ちます（星団が分解してしまわないという意味です）。しかし銀河中心は数千万個の星に相当する重さがあり、星団の数さしとしてよく使われるのは金属量*1と呼ばれるもの

百の星の作る重力より圧倒的に強い重力があるので、です 。金属量が銀河の進化の一つのものさしになる

星団は早晩分解してしまうことは必至です。星団の年であろうという予想は、銀河系の中での星の形成の輪

齢がわかれば銀河中心でもどのくらい生き延びること廻と関係しています。星はオリオン大星雲のようなガができるのか、そんなことがわかってくるでしょう。

スのかたまりの中から集団で生まれて来ると考えられその前に、そんな劇的な場所で星間雲から星が生まれています。ですからある星がその内部に含んでいる重ることが出来たのも驚きです。

元素の割合は星の原料となったガスの重元素の割合でもう一つは、銀河中心の周りを周回する星が沢山見す。ところで星は進化の最後にその質量の大半を再びつかって来たことです（図６）。地球が太陽のまわり

宇宙空間に放出しますが、この中にはできたときにはをまわるのと全く同じ原理で星も銀河中心のまわりを含まれていなかった重元素が増えています（これは星まわります。その周期が何と約15年のものもあることが輝くために星の中心部で核融合反応を続けた結果生がこの10年弱の観測でわかってきたのです。このこと成されたものです）。ですから、金属量が時間と共には銀河中心に巨大な質量が集中していることを意味しどのように増えて（あるいは減って）きたかを見ることは星がいつごろ盛んに誕生したかを見ることにな

1996

1998

2000

2002

り，ある意味では銀河の進化を見ることになるのです。
銀河の中での星の動きとあわせることで、銀河の進化と誕生が解明されようとしています。
銀河の構造を良く調べて見ると厚い円盤もあって、教科書的な円盤とバルジというだけで考えるわけにはいかないことを上で述べましたが、南天の雄、ωCen（ケンタウリ座ω星団）もそんな例の一つです（図5）。球状星団は銀河系の形成とほぼ同じ時期に一気にできた天体と書きましたが、そうであれば一つの球状星団の星の金属量はみんな同じになるはずです。
しかし、ω-Cen星団の星々の金属量はどうもそうは
図６．最近ついに観測された銀河系中心部（赤外線による）。中央の + 印が中心の方向で、その近くの星であれば、2年間隔のスナップショットでも位置を変えているのがわかる。

＊１ 金属量というのは、全質量に対する、水素・ヘリウム以外の元素（天文学ではこれらをまとめて重元素と呼びます）の質
量の割合です。

10

ます。それと、天体の姿がかわるタイムスケールのほはなかなか測定出来なかったのでした。アンドロメダ

とんどが人間の一生のタイムスケールよりはるかに長（230万光年）になると個々の星は暗くなってしまっいことを考えると、人間の一生の間に星が銀河中心のて見ることすら出来なかったのです。ところがハッブ

まわりを５回くらいまわることができるというのは、

ル宇宙望遠鏡やすばる望遠鏡ができて状況が変わってすごいことのように思えますがいかがでしょうか。

きました。まずハッブル宇宙望遠鏡はそのすぐれた分解能でマジェラン星雲やはるか100万光年の銀河ま■我々の銀河系の仲間ではで、個々の星に分解して観測することに成功しました。
すばる望遠鏡（口径8.2m）はぐんま天文台の最大の我々の銀河系を研究する重要性は、つぶさに、つま

望遠鏡の集光力の25倍もあるのでアンドロメダやり一つひとつの星を、観測できることにあります。そM33といった銀河の明るい星なら分解して観測するこ

ういう意味では、我々の銀河系の外の銀河については、とができるようになってきたのです。機会があればま南半球で観測できる大小マジェラン星雲（約15万光年）

たこういったお話をすることにしましょう。

で個々の星を見るのがせいぜいでした。これらにしても、星と星が重なって見え、正確な個々の星の明るさ（観測普及研究員 長谷川隆）

観 測 報 告γ線バースト可視光検出に成功！
2002年12月11日、ぐんま天文台65cm望遠鏡での生後約1時間20分後）、その位置が東から登ってきたと観測によってγ線バーストGRB021211の可視光残光

ころで観測を始め、その残光が暗くなっていくところ観測に成功しました。

を捕らえることに成功したのです。それから2時間半ほど観測をし、約21等級となっているところを突き止め

γ線バースト（GRB）とは、宇宙のある方向においました。日本では、西日本は天候が悪く観測できなかて数秒間にわたって突然γ線（可視光に比べて約100ったようですし、東京大学の木曽観測所が翌日観測を万倍ものエネルギーをもつ電磁波）で明るくなる現象

行なったようですが、すでに暗くなっており検出するです。長い間、謎の現象とされてきましたが、最近にことができなかったようです。残光が減光するスピー

なって、X線や可視光でその残光が発見され、遠方の銀ドは発生後しばらくしてから急激に早くなることが知河で起こっている大爆発であることが分かってきまし

られていますが、ぐんま天文台の観測時間はその減光た。しかしながら、どのような天体がそのような大爆の速さが変化する時期にあたり、貴重なデータとなる発をおこすのかは未だに分かっていません。また、そと思われます。

の残光もγ線バースト発生後、数時間〜1日ですぐに暗（観測普及研究員 衣笠 健三）

くなってしまうため、迅速な観測が必要となります。
GRB021211は、理化学研究所がアメリカやフランスと協力して打ち上げたγ線バーストの発見を目的としたHETE2衛星によって2002年12月11日20時18分

図1．ぐんま天文台65cm望遠鏡でとらえたGRB021211の可視光残光（緑色の円の中心の星：約21等級）（日本標準時）に発見されたγ線バーストです。
HETE2衛星によって発見されたγ線バーストの位置
は、発見後約1分でインターネットを通じて全世界へ配信されました。ぐんま天文台でもその通報を受け取ってすぐに観測準備をし、21時40分頃（γ線バースト発

11

空にはオリオン座も高く上り、1年で最も寒い季節もそろそろ過ぎよ
うとしています。この時期は、人気の高い木星・土星の2大惑星を観望することができます。
天文台敷地内には一部雪が残っています。来館される際には足下にご注意下さい。

● 主な観望天体
惑
星
散光青雲
散開星団

木星・土星
M42(オリオン大星雲）
M52● 開館情報3月末まで、昼間の施設見学は午前10時から午後4時まで、一般観
望は午後6時から9時までです。4月からは各々午前10時から午後5時、
午後7時から10時になります。また、昼間の施設見学では、スタンプラリーを実施しています。

● ユーザーズミーティング
占有利用者のためのユーザーズミーティングが、4月19日(土)に開催されます。
詳細はぐんま天文台までお問い合わせください。

古紙配合率100％再生紙を使用しています

発行日：2003年２月
発 行：県立ぐんま天文台
電 話：0279-70-5300 FAX：0279-70-5544
所在地：群馬県吾妻郡高山村中山6860-86
電子メールアドレス：gao@astron.pref.gunma.jp
ホームページ http://www.astron.pref.gunma.jp/※広報誌のバックナンバーは上記ホームページからお取りいただけます。
※広報誌や天文台の利用について、ご意見をお寄せください。

表紙説明：雪景色のメインドーム