34

NO.

ステラーライトや と春
やっやっと春がやってきました。
と 春 がや
がやっ
ってきま
ってきま
って
ました
した 。春眠暁を覚えずという通り、
春 眠暁
眠 暁 を覚 えず
眠暁を覚
えずとい
ずとい
という通
通り、
り、春は
春
春は暖かくて気分はなごみます
は 暖か
かくて
くて 気分
気 はな
はなごみ
な ごみ
みます
す
が、
が 実は
実 は 天体実は天体
天 観測にはつらい時期です。
観 測 には
観測には
観測
に つら
つら い時
い 時 期で期 で す。
す。原因の一つは、
原因の
原因
の一
一つ
つは
は 、読んでおられるみなさんのなか
読 んで
んで おら
おら れ
おられる
れる
る みな
み な さんさんのん のなのなかにも苦しんでいるかたがある、
あの花粉です。
ほかにも黄砂や春霞で空の透明度ががた
にも
も 苦し
苦し
しん
んで い
んで
いる
るかた
かた があ
がある、
る 、あの
る、
あの花粉
の 花粉
花 粉 です
です
す。
。ほ
か も黄
かに
も 黄 砂や
も黄砂や
砂や春
や春
春霞
霞 で空
空 の透
の 透 明度の透明
明 度 がががた
んと落ちます。
ん と 落ちんと
落 ち ますす。天 文台で見ていても、
文台
台で見
で 見てい
ていても
ても
も 、厳寒の極みの頃の空は宇宙空間にとびでたかのよ
厳 寒の
寒の極み
極 みの
極み
み の頃
の 頃 の空
の頃の空
の空は宇
は宇
宇 宙空
宙空間に
間に
にとび
び でた
で かの
か のよ
うに
に 青い
青 い 色を
色 をして
色をして
して いま
い ま すがす が 、ちょっと寒ょっと 寒 さが
が ゆる
ゆるみ
る み始
み 始 めた
み始めた
めたとた
たとた
た んに
ん に 青さ
んに青さ
青 が薄
れて いく
れていく
れて
いくの
の
うに青い色をしていますが、ちょっと寒さがゆるみ始めたとたんに青さが薄れていくのが わ かり
がわ
か ります
す。ど
うや
や ら今
今 年 のハイシーズンは終わりですが、
のハイ
ハ シー
シ ーズン
ズ ンは終
ン は終
は わり
わりです
す が、
が 、観望会はまだまだ続きま
観 望 会は観望
会 は まだ
会はまだまだまだ
ま だ 続きまだ
続 きま
きまがわかります。
どうやら今す。
これからは土星が主役、
夜遅
す。これ
れ から
らは土
は 土 星が星 主役
主 役、昨年よりは環が見やすくなっていることでしょう。
主役、
昨 年よ
年 よりは
は 環が
環が見や
見や
やすく
すくなっ
なってい
て るこ
る とで
とでしょ
しょう。
う。また、
ま た、夜
また
遅
くに起きておられる方は5月10日ころからしばらく、水星、火星、木星が明けの明星
く
くに
に 起き
起 きてお
起きてお
て おられ
ら れる方
る方は5
は5月1
は5
月1
月
10日
0 日ころ
ろから
らしば
し ばらく
らく、水
星 、火星
星、
、木
星が明け
星が
明け
け の明
の明星
星（金
（金
星）
星
）の近くに集まっているのが見えることでしょう。
の近くの近の近くに集まっているのが見
近く
くに
に 集ま
集まって
まって
っている
いる
い
る のが
が見 えるこ
ることで
とでしょ
しょう。
う。

★天 界 案 内★天
5月10〜20日頃
5月10〜2
月
20日頃
日頃

惑星集合
合（水星、金星、火星、木星、明けがた東の低空）

6月2日

部分日食
食（きわめて軽微）
（きわめ

6月16日

皆既月食
食

8月13日

ペルセウス座流星群極大（ただし満月直前）

10月9日

りゅう座流星群極大

12月10日日

皆既月食
食

12月14日日ふたご座流星群極大
ふたご座座流星群
群極大（ただし月明かりあり）

月の立体 視。左目で左の月を、右目で右の月を見ると立体的に見え、全体的には球体であることやクレーターの凹凸がわかる。観
望会などではクレーターの影の錯覚で立体的にみえる感じもする
が、立体視では満月（影ができない）でも立体感が生まれる。

★主 な 観 望 天 体★主惑星

土星（4月〜）（4月 ）星団

M13（球状星団）、M67
6月下旬〜）
M6
67（散開星団）、M11（散開星団、（散開

ついに見たぞ、皆既日食！！
皆既日食の連続撮影。イースター島・アナケナビーチ・アフナウナウの
モアイの前 で。南半球 なので、日周運 動は右（東）から北の空を 通って、左（西）へ。

惑星状星雲 M57、M57 M27（6月
（6月〜）
）
銀河

M51、M81、M82など

注：Mは「メシエ天体カタログ」の頭 文字で、108天体がリストされています。

台長室から眼視から写真、CCDへ特別寄稿

はやぶさ回収ミッションに参加して天体列伝

イトカワ 〜寄せ集めの小惑星〜

事業報告

昼間の星の観察会での金星観察
丸くてでこぼこな月 〜月の立体画像〜

観測報告

発行日 ■ 2011年3月

Wolf-Rayet（ウォルフ・ライエ）星
皆既日食を追いかけて 〜2010年7月

発 行 ■ 県立ぐんま天文台
天文授業サポート事業

電 話 ■ 0279−70−5300
F A X ■ 0279−70−5544
所在地 ■ 〒377−0702 群馬県吾妻郡高山村中山6860−86
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。
月の裏面の画像：NASA提 供

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イースター島皆既日食〜

望遠鏡メンテナンス事例紹介 〜群馬県立太田高校の場合〜

1色

台長室から

眼視から写真、CCDへ
台長 古在 由秀

特別寄稿 はやぶさ回収ミッションに参加して2010年6月13日深夜（現地時間23：21）、オーストラ

工、いままで使ったことのない接着剤やネジのゆるみ

リアウーメラ砂漠にて私達は はやぶさ （ＭＵＳＥＳ

止め、まったく新しい断熱材等々回収カプセルは新し−Ｃ）の大気圏突入を観測しました。

い技術が目白押しでした。

最近では、カメラのない家庭は少ないであろう。ところが、4、50年前までは、カメラはと

20 03年5月9日にＭ−Ｖロケット5号機で打ち上げら

機構部品も大きさ、質量ともに制約が厳しいため新ても高価なもので、自前で持っている人はごく少なかった。その頃は、写真は写真屋さん

れた はやぶさ は７年の時間をかけて小惑星イトカワ

しい機構が随所に使われていてその為だけに専用のに行って撮ってもらったし、学校の遠足などでは、専属の写真屋さんがついてきて、集合に降り立ち地球に戻ってきました。途中幾度もトラブ

工具を手配しなければいけないこともしばしば…。最写真を撮っていた。カメラは特別な人の扱うものであった。従って私なども、子どもの頃のルに見舞われ（リアクションホイールの故障、燃料漏

終 組み立て直前になっての軽量化のためにネジの材

写真は少ないのである。

れ、通信途絶、等々）ながらも、人間でいえば満身創

質変更とその余波で工具の変更も…。

ピンホール現象はかなり昔から知られていたらしいが、フィルムとか乾板に写す写真機が出来たのは、19世紀に入ってからである。そのカメラがオランダ船で日本に入ってきたのは1840年頃で、幕末の時代の坂本竜馬の写真は、よく見かける。しかしその頃は、カメラの性能も乾板の感度も悪く、昼でも数分の露出時間が必要だったらしく、坂本竜馬は写真
では杖によりかかり、身体を支えている。

私の現地での任務は、カプセルを日本まで安 全に痍となりながらも地球まで帰還しました。
冬のオーストラリアの夜は寒く、周囲には焚き火をし運搬可能な状態に分解、収納することでしたが、何しながら はやぶさ の帰還を待つ現地のおそらく宇宙マ

ろ7年も経過しているので記録と記憶を呼び戻して準ニアの方々。天の川が煌く夜空を寒さに震えながら見上

備に走り回り、現地では一切余裕のないスケジュール

げていると北西の空に青い光が見えました。光はどんど（なにせ、食事の時間もなかなか取れないこともありん強くなり大きな火の玉となると砕け始め、周囲に影をましたが）で非常に忙しい毎日でした。しかし７年もの写真技術は天文観測にも19世紀の半ばから導入された。写真導入以前は、惑星などは落とすくらい強い光となり、次第に青から赤へと変化し

宇宙の長旅を経て、自分が組み立てたカプセルに再会

望遠鏡を覗きながら観測者がスケッチしたのだが、その手間が省け、客観的な記録が残ながら天頂へと飛び去っていきました。今でも、思い浮したときの感動は、まさに言葉には言い尽くせないもるようになった。また、望遠鏡を目的の天体に固定しておけば、露出時間を長くして、光をかべることの出来る素晴らしい光景でした。

のがありました。

蓄えることが出来るので、暗い天体までの観測が可能になり、天体の分光観測も容易になった。
しかし、写真の露出時間が足りなかったり、長すぎたりするのが分かるのは、乾板を現像してからで、役に立たない写真もできる可能性があった。また、その処理の最中に失敗をすると、せっかくの写真も無駄になってしまうことがあった。写真観測は、このような事後処理の後に完了したのである。

私は1999年6月からこの はやぶさ ミッションに関

この度、当社から群馬県に寄贈させていただいたカ係しました。当時はとても無理なミッションだとしか思

プセルのレプリカがぐんま天文台に常設展示されるこ

えませんでしたが、成功すればロケットだけではなくとになりました。多くの天文ファンの皆様と少しでもこ衛星の仕事も出来るようになるかも？という期待をもっの感動を分かち合うことができましたら幸せです。

てやりました。
当時の設計担当者の一人で、今は故人となられた方㈱ＩＨＩエアロスペースには何度も意見を伺い試行錯誤しながら製造を進めこういう事態が一変したのが、デジタルカメラにも付いているCCDの導入である。そもそ生産センター

製造グループていきました。製 造 途中で新たに追加されていく加もその感度は、乾板に比べて10倍もよいから、口径が3倍の望遠鏡を使ったのと同じ効果がある。また、露出の途中でも画面で写真を見ることが出来るから、露出時間に悩むことはなくなったし、結果は直ぐに計算機のメモリーに記憶される。もちろん、より暗い天体まで観測出来るようになったし、同じ明るさの天体だと、露出時間を短くてすむようになり、一晩でたくさんの天体観測が可能になったのである。
とは云っても、CCDが導入された今でも、天体を目で見る眼視観測は楽しいものであり、ぐんま天文台でも眼視観測のために特別な装置を用意している。

筆 者。手 にして い る の は はやぶ
さ ミッションのスタッフジャンパー2

はやぶさ再突入の様子。右下の輝点がカプセル（提供

3

NASA）

益田

克之

1色

台長室から

眼視から写真、CCDへ
台長 古在 由秀

特別寄稿 はやぶさ回収ミッションに参加して2010年6月13日深夜（現地時間23：21）、オーストラ

工、いままで使ったことのない接着剤やネジのゆるみ

リアウーメラ砂漠にて私達は はやぶさ （ＭＵＳＥＳ

止め、まったく新しい断熱材等々回収カプセルは新し−Ｃ）の大気圏突入を観測しました。

い技術が目白押しでした。

最近では、カメラのない家庭は少ないであろう。ところが、4、50年前までは、カメラはと

20 03年5月9日にＭ−Ｖロケット5号機で打ち上げら

機構部品も大きさ、質量ともに制約が厳しいため新ても高価なもので、自前で持っている人はごく少なかった。その頃は、写真は写真屋さん

れた はやぶさ は７年の時間をかけて小惑星イトカワ

しい機構が随所に使われていてその為だけに専用のに行って撮ってもらったし、学校の遠足などでは、専属の写真屋さんがついてきて、集合に降り立ち地球に戻ってきました。途中幾度もトラブ

工具を手配しなければいけないこともしばしば…。最写真を撮っていた。カメラは特別な人の扱うものであった。従って私なども、子どもの頃のルに見舞われ（リアクションホイールの故障、燃料漏

終 組み立て直前になっての軽量化のためにネジの材

写真は少ないのである。

れ、通信途絶、等々）ながらも、人間でいえば満身創

質変更とその余波で工具の変更も…。

ピンホール現象はかなり昔から知られていたらしいが、フィルムとか乾板に写す写真機が出来たのは、19世紀に入ってからである。そのカメラがオランダ船で日本に入ってきたのは1840年頃で、幕末の時代の坂本竜馬の写真は、よく見かける。しかしその頃は、カメラの性能も乾板の感度も悪く、昼でも数分の露出時間が必要だったらしく、坂本竜馬は写真
では杖によりかかり、身体を支えている。

私の現地での任務は、カプセルを日本まで安 全に痍となりながらも地球まで帰還しました。
冬のオーストラリアの夜は寒く、周囲には焚き火をし運搬可能な状態に分解、収納することでしたが、何しながら はやぶさ の帰還を待つ現地のおそらく宇宙マ

ろ7年も経過しているので記録と記憶を呼び戻して準ニアの方々。天の川が煌く夜空を寒さに震えながら見上

備に走り回り、現地では一切余裕のないスケジュール

げていると北西の空に青い光が見えました。光はどんど（なにせ、食事の時間もなかなか取れないこともありん強くなり大きな火の玉となると砕け始め、周囲に影をましたが）で非常に忙しい毎日でした。しかし７年もの写真技術は天文観測にも19世紀の半ばから導入された。写真導入以前は、惑星などは落とすくらい強い光となり、次第に青から赤へと変化し

宇宙の長旅を経て、自分が組み立てたカプセルに再会

望遠鏡を覗きながら観測者がスケッチしたのだが、その手間が省け、客観的な記録が残ながら天頂へと飛び去っていきました。今でも、思い浮したときの感動は、まさに言葉には言い尽くせないもるようになった。また、望遠鏡を目的の天体に固定しておけば、露出時間を長くして、光をかべることの出来る素晴らしい光景でした。

のがありました。

蓄えることが出来るので、暗い天体までの観測が可能になり、天体の分光観測も容易になった。
しかし、写真の露出時間が足りなかったり、長すぎたりするのが分かるのは、乾板を現像してからで、役に立たない写真もできる可能性があった。また、その処理の最中に失敗をすると、せっかくの写真も無駄になってしまうことがあった。写真観測は、このような事後処理の後に完了したのである。

私は1999年6月からこの はやぶさ ミッションに関

この度、当社から群馬県に寄贈させていただいたカ係しました。当時はとても無理なミッションだとしか思

プセルのレプリカがぐんま天文台に常設展示されるこ

えませんでしたが、成功すればロケットだけではなくとになりました。多くの天文ファンの皆様と少しでもこ衛星の仕事も出来るようになるかも？という期待をもっの感動を分かち合うことができましたら幸せです。

てやりました。
当時の設計担当者の一人で、今は故人となられた方㈱ＩＨＩエアロスペースには何度も意見を伺い試行錯誤しながら製造を進めこういう事態が一変したのが、デジタルカメラにも付いているCCDの導入である。そもそ生産センター

製造グループていきました。製 造 途中で新たに追加されていく加もその感度は、乾板に比べて10倍もよいから、口径が3倍の望遠鏡を使ったのと同じ効果がある。また、露出の途中でも画面で写真を見ることが出来るから、露出時間に悩むことはなくなったし、結果は直ぐに計算機のメモリーに記憶される。もちろん、より暗い天体まで観測出来るようになったし、同じ明るさの天体だと、露出時間を短くてすむようになり、一晩でたくさんの天体観測が可能になったのである。
とは云っても、CCDが導入された今でも、天体を目で見る眼視観測は楽しいものであり、ぐんま天文台でも眼視観測のために特別な装置を用意している。

筆 者。手 にして い る の は はやぶ
さ ミッションのスタッフジャンパー2

はやぶさ再突入の様子。右下の輝点がカプセル（提供

3

NASA）

益田

克之

4色

天体列伝

イトカワ〜寄せ集めの小惑星〜

探査機「はやぶさ」は、太陽の周りの6 0 億km、７

ワを見つめる角度（太陽光の当たり具合）を変えてい年余の旅路の末、小惑星2 5143イトカワ1（図１,３〜

ました。

５）に着陸し、その かけら を採取し、懐に抱いて運び、自らの製作者である人間に届ける使命を人類史
上初めて果たしました。この「はやぶさ」の姿は、感動を呼びました。これに加えて、これまでどの探査機も訪れたことのない、差し渡し１kmに満たない小型の小惑星を時間をかけてじっくり調べることも「はやぶさ」の大きな目的の一つでした。
「はやぶさ」は2005年9月下旬からおよそ２か月の

図2 イトカワに接近する「はやぶさ」の影。左写真で○で囲まれたものは、着陸点を示すために打ち込んだターゲット。

間、イトカワと並走（ランデブー）して科学探査を行いました 。8 種 類 のフィルターを 備 え た可 視 カメラ（AMICA）2、近赤外線分光器（NIRS）、蛍光Ｘ線

大きさ、体積、質量、密度、自転周期

スペ クトロメー ター（ X R S ）、レ ー ザ ー 高 度 計

大きさ（LIDER）を使った観測から、イトカワの形状、大き主軸：535m、294m、209m（±1m）

取り囲む直方体：550m×298m×224m（±1m）

さ、質量、重力分布、表面物質の組成や分布、岩石の体積

1.84×10 7 ±0.092×10 7㎥形 状やレゴリス 3 の分布などが明らかになると同時

質量3.51×1010 ±0.105×1010㎏に、新たな謎や探究方法に対する課題が出てきて、平均密度1.9 ±0.13g/cm 3

太陽系研究の世界に活気をもたらしています。

自転周期12.1324 ±0.0001 hours

その前に、「はやぶさ」はイトカワを周回せず並走

質量は、４通りの方法で独立に求められました。こす。現実の隕石にはれも誤差の範囲内で結果が一致しています。周回す

鉱 物と鉱 物 の 間にるのであれば、その軌 道の変化から重 力分布を知

微 小 な 隙 間 が あっり、質量を測定できます。しかし、「はやぶさ」は並走て、鉱物粒子密度としたのでこの方法は使えません。そこで、まず２つの隕石全体の（平均）方法では、イトカワが質点である（大きさがあること

密 度 には 違 い が あを無視できる）と見なせるような（ホームポジションより、隕石全体の密度りも遠い）ところで、地球からの距離やイトカワに対の方が小さくなりまする高度変化を使って重力場（重力の強さの分布）す。この隕石の密度を間接的に計測しました。別の２つの方法では、イトがイトカワを作り上

カワまで100ｍ程度までうんと近づいたりそこから遠げている岩石の密度と同じと仮定すると、鉱物間のざかったりするときに、太 陽 輻 射 圧（ 太 陽 光 の圧

微小な隙間の寄与を差し引いた「正味の空隙率」が力）、探査機の推進器の推力、そしてイトカワの形状40%と求まり、これは、大きさが揃った（丸い）石を容効果を考慮して重力場を求めています。こうして算出器に詰めたときの空隙率とほぼ同じです。
小惑星の内部に隙間があるとすると、小惑星の内積と質量がわかれば平均密度がたちどころにわかり部構造には、ひびが入っているか、スカスカであるとます。

いう２つの可能性が浮上します。ひびが入っている場

すると、周回軌道に入るより燃料消費も制御の複 雑から求められました。一つは輪郭をたどって形を掴むさも回避できます。なお、並走していてもイトカワが自方法で、最も早く簡単に作れますが、凹みの再現が転しているので、イトカワの全体を見ることができまできません。２つ目は立体視する方法です。見る位置す。また「はやぶさ」も、「ホームポジション」と呼ばを少しずらして撮った２枚の写真を上手に見ると立体れるイトカワから７kmの地点から適宜移動してイトカ的に見えるあの方法です。そして３つ目は太陽光の跳
ね返り具合を仮定して、表面の明暗をもとに形をつかむ方法です。これらの結果がほぼ一致したので、得ら

なお、大きさ（550合には空隙率がもっと小さくなるとされているので、ｍぐらい）と自転（周約40％という値は明らかにスカスカであることを示し

期 、軸 の 向き）につています。

いては、「はやぶさ」
表面の岩石

到達前から、地上観したのでした。「はやぶさ」とイトカワがそれぞれの大きさと体積は、3通りの独立な３次元形状モデル

図 4 小 惑 星 イトカワ（ 東 経 0 度 方
向北側より）。

測によって良い精度

AMICAを使ったで値がわかっていま観測では、かつてなした。何も知らないい高 精 細な画 像 がで「はやぶさ」をイト

多 数 得 ら れ（ 図カワへ旅立たせたわ

6,7）、最も分解能のけではないのです。

高い画像では6 m mの大きさまで判別で表面組成〜内部構造その１〜
NIRSとXRSを使った観測によると、イトカワの表露頭観察をするようなものです。
画像分析から、イトカワの表面はその80％をごろご4ていました。 隕石は小惑星がその起源であると考えろした岩塊が占め、他の小惑星に見られる細かい物られています。

質（レゴリス）に覆われた部分が少ないことがわかりところで、この隕石の鉱物粒子密度（鉱物だけの密ました。しかも、重力分布を見ると、レゴリスは最も3度）は3.56ｇ/cm です。これに対してイトカワの平均低い位置に集まっています。何らかの機構でイトカワ

3

密度は1.9ｇ/cm です。この密度の違いは、イトカワに表面を移動して 低地 に集積したものと考えられ、隙間（空隙）があるためと仮定して「空隙率」を求めその主要因は、イトカワを壊さない程度の、小さな天１

図3 小惑星イトカワ（東経270度方向より）。上が南極、下が北極。

4体の衝突による震動であろうと言われています。小さただ、破壊されておしまいではなく、破片が互いのい小惑星なので、天体衝突があると容易に全体がぶ

重力で引きつけ合って再び小天体〜小惑星になるとるっと震え、細かい物質がころころと斜面を転げ 落いう過程もあり、このような天体を「ラブルパイル」とちて低地に集まるという理屈です。

呼んでいます。その特徴としては、 柄に似合わない

表面の大部分を覆う岩塊の大きさはさまざまで、丸みを帯びていたり角張っていたり、段々になってい大きな岩塊がある、寄せ集めなので隙間だらけである、などが挙げられます。

たり、と悩ましいほどの 露頭観察 ができます。大きこれはイトカワの特徴であり、イトカワはもっと大きさが約50ｍほどでイトカワの大きさの10分の１を超えな小惑星が衝突して破壊された後、それが引きつけるものや、これには及ばないものの大きな岩塊が複あってできた第２世代以降の小惑星と考えられます。

数あります。

ただし、大きな岩塊が、元の小惑星にあった衝突ク

ところで、画像を見ると、月や火星、他の小惑星でお馴染みの地形、「衝突クレーター」がほとんど無い

レーターの起源なのか、衝突破壊の過程でできたのか、別の成因なのかは、まだ不明です。

ように見えます。よく調べてみるとちゃんとあるのでどのような過程でできたにせよ、イトカワは、LLコ

すが、他の天体のクレーターに比べると浅いものばか

ンドライトと呼ばれる種類の隕石と似た組成の小惑りで、岩塊がごろごろしていることと合わせて、イトカ

星の中で「ラブルパイル」であることが判明した最初

ワの地形の大きな特 徴になっています。なぜ浅いクの小惑星です。さらに、km以下の大きさの小惑星とレーターばかりなのか、この謎はまだ完全には解けしても「ラブルパイル」であることが初めてわかったていません。

天体です。

巨大な岩塊に戻ると、衝突クレーターができる場「はやぶさ」が訪れる前は、イトカワがラブルパイ

合、さまざまな大きさの岩塊が生じ、大きなものほどルであることは明確に予測されていませんでした。大

クレーターの近くに見られます。重力に逆らって遠くきな（１つの）岩の塊で、むき出しの表面にクレーターまで飛ばされることがないからです。そして、最大級が穿たれているのではと思われてもいました。こんなの岩塊の分布は、月や火星、他の小惑星ではクレー

小さな天体が 寄せ集め天体であるとは想像できなターの大きさと良い関係があると経験的にわかってかったのです。

います。
イトカワの最大 級の岩塊の場合、これに対応する

現実は 違いました。この成 果は、小 惑 星 探 査 機「はやぶさ」があってこそのものです。

衝突クレーターは見つかっていません。というより、見つかるわけがありません。なぜなら、このような岩塊が生じるようなクレーターはそれ自体がイトカワよりも大きくなければならないからです。では、50ｍほどの岩塊や他の大きな岩塊はどのようにして生じたのでしょうか。
ラブルパイル〜内部構造その２〜
大きな岩塊、それはイトカワ以前に存在した小惑星で作られたと考えられています。
しばしば小惑星は太陽系形成期の生き残りと言われますが、必ずしもそうではありません。大きさや個数、衝突時の壊れやすさなどによりますが、直径数kmのもので10億年程度、数百ｍのもので数千万年程度で他の天体と衝突して破壊されるという研究報告があります。

４

この観測結果が、後に、カプセル内にあった微小な砂粒がイトカワ由来のものであるとされた根拠になりました。

51色（注）画像はすべて「宇宙航空研究開発機構（JAXA）」によるものです。

イトカワの表面画像を分析するのは、フィールドで地層や岩石などの類の隕石に似た鉱物組成と化学組成の物質に覆われ25143はイトカワの小惑星番号です。
２
航法に使用するときは、光学航法カメラ（ONC）と呼びます。
３
衝突などによって細かく砕かれた岩石。砂粒や細粒のようなもの。

図6

きます。このような面は、平均としては、「LLコンドライト」と呼ばれる種

図1 小 惑 星 イトカワ（小 惑 星 2 514 3）。東 経 9 0 度 方 向 より）。上が南極、下が北極。

図5 小 惑 星 イトカワ（ 東 経180度方向より）。

された重力場から、表１の質量が求められました。体イトカワの大きさ、質量と密度は表１のように求められました。

公転軌道上で出会うようにして観測したのです。こうると約47％になりま

れた値でまず間違いないだろうと考えられます。

4色

天体列伝

イトカワ〜寄せ集めの小惑星〜

探査機「はやぶさ」は、太陽の周りの6 0 億km、７

ワを見つめる角度（太陽光の当たり具合）を変えてい年余の旅路の末、小惑星2 5143イトカワ1（図１,３〜

ました。

５）に着陸し、その かけら を採取し、懐に抱いて運び、自らの製作者である人間に届ける使命を人類史
上初めて果たしました。この「はやぶさ」の姿は、感動を呼びました。これに加えて、これまでどの探査機も訪れたことのない、差し渡し１kmに満たない小型の小惑星を時間をかけてじっくり調べることも「はやぶさ」の大きな目的の一つでした。
「はやぶさ」は2005年9月下旬からおよそ２か月の

図2 イトカワに接近する「はやぶさ」の影。左写真で○で囲まれたものは、着陸点を示すために打ち込んだターゲット。

間、イトカワと並走（ランデブー）して科学探査を行いました 。8 種 類 のフィルターを 備 え た可 視 カメラ（AMICA）2、近赤外線分光器（NIRS）、蛍光Ｘ線

大きさ、体積、質量、密度、自転周期

スペ クトロメー ター（ X R S ）、レ ー ザ ー 高 度 計

大きさ（LIDER）を使った観測から、イトカワの形状、大き主軸：535m、294m、209m（±1m）

取り囲む直方体：550m×298m×224m（±1m）

さ、質量、重力分布、表面物質の組成や分布、岩石の体積

1.84×10 7 ±0.092×10 7㎥形 状やレゴリス 3 の分布などが明らかになると同時

質量3.51×1010 ±0.105×1010㎏に、新たな謎や探究方法に対する課題が出てきて、平均密度1.9 ±0.13g/cm 3

太陽系研究の世界に活気をもたらしています。

自転周期12.1324 ±0.0001 hours

その前に、「はやぶさ」はイトカワを周回せず並走

質量は、４通りの方法で独立に求められました。こす。現実の隕石にはれも誤差の範囲内で結果が一致しています。周回す

鉱 物と鉱 物 の 間にるのであれば、その軌 道の変化から重 力分布を知

微 小 な 隙 間 が あっり、質量を測定できます。しかし、「はやぶさ」は並走て、鉱物粒子密度としたのでこの方法は使えません。そこで、まず２つの隕石全体の（平均）方法では、イトカワが質点である（大きさがあること

密 度 には 違 い が あを無視できる）と見なせるような（ホームポジションより、隕石全体の密度りも遠い）ところで、地球からの距離やイトカワに対の方が小さくなりまする高度変化を使って重力場（重力の強さの分布）す。この隕石の密度を間接的に計測しました。別の２つの方法では、イトがイトカワを作り上

カワまで100ｍ程度までうんと近づいたりそこから遠げている岩石の密度と同じと仮定すると、鉱物間のざかったりするときに、太 陽 輻 射 圧（ 太 陽 光 の圧

微小な隙間の寄与を差し引いた「正味の空隙率」が力）、探査機の推進器の推力、そしてイトカワの形状40%と求まり、これは、大きさが揃った（丸い）石を容効果を考慮して重力場を求めています。こうして算出器に詰めたときの空隙率とほぼ同じです。
小惑星の内部に隙間があるとすると、小惑星の内積と質量がわかれば平均密度がたちどころにわかり部構造には、ひびが入っているか、スカスカであるとます。

いう２つの可能性が浮上します。ひびが入っている場

すると、周回軌道に入るより燃料消費も制御の複 雑から求められました。一つは輪郭をたどって形を掴むさも回避できます。なお、並走していてもイトカワが自方法で、最も早く簡単に作れますが、凹みの再現が転しているので、イトカワの全体を見ることができまできません。２つ目は立体視する方法です。見る位置す。また「はやぶさ」も、「ホームポジション」と呼ばを少しずらして撮った２枚の写真を上手に見ると立体れるイトカワから７kmの地点から適宜移動してイトカ的に見えるあの方法です。そして３つ目は太陽光の跳
ね返り具合を仮定して、表面の明暗をもとに形をつかむ方法です。これらの結果がほぼ一致したので、得ら

なお、大きさ（550合には空隙率がもっと小さくなるとされているので、ｍぐらい）と自転（周約40％という値は明らかにスカスカであることを示し

期 、軸 の 向き）につています。

いては、「はやぶさ」
表面の岩石

到達前から、地上観したのでした。「はやぶさ」とイトカワがそれぞれの大きさと体積は、3通りの独立な３次元形状モデル

図 4 小 惑 星 イトカワ（ 東 経 0 度 方
向北側より）。

測によって良い精度

AMICAを使ったで値がわかっていま観測では、かつてなした。何も知らないい高 精 細な画 像 がで「はやぶさ」をイト

多 数 得 ら れ（ 図カワへ旅立たせたわ

6,7）、最も分解能のけではないのです。

高い画像では6 m mの大きさまで判別で表面組成〜内部構造その１〜
NIRSとXRSを使った観測によると、イトカワの表露頭観察をするようなものです。
画像分析から、イトカワの表面はその80％をごろご4ていました。 隕石は小惑星がその起源であると考えろした岩塊が占め、他の小惑星に見られる細かい物られています。

質（レゴリス）に覆われた部分が少ないことがわかりところで、この隕石の鉱物粒子密度（鉱物だけの密ました。しかも、重力分布を見ると、レゴリスは最も3度）は3.56ｇ/cm です。これに対してイトカワの平均低い位置に集まっています。何らかの機構でイトカワ

3

密度は1.9ｇ/cm です。この密度の違いは、イトカワに表面を移動して 低地 に集積したものと考えられ、隙間（空隙）があるためと仮定して「空隙率」を求めその主要因は、イトカワを壊さない程度の、小さな天１

図3 小惑星イトカワ（東経270度方向より）。上が南極、下が北極。

4体の衝突による震動であろうと言われています。小さただ、破壊されておしまいではなく、破片が互いのい小惑星なので、天体衝突があると容易に全体がぶ

重力で引きつけ合って再び小天体〜小惑星になるとるっと震え、細かい物質がころころと斜面を転げ 落いう過程もあり、このような天体を「ラブルパイル」とちて低地に集まるという理屈です。

呼んでいます。その特徴としては、 柄に似合わない

表面の大部分を覆う岩塊の大きさはさまざまで、丸みを帯びていたり角張っていたり、段々になってい大きな岩塊がある、寄せ集めなので隙間だらけである、などが挙げられます。

たり、と悩ましいほどの 露頭観察 ができます。大きこれはイトカワの特徴であり、イトカワはもっと大きさが約50ｍほどでイトカワの大きさの10分の１を超えな小惑星が衝突して破壊された後、それが引きつけるものや、これには及ばないものの大きな岩塊が複あってできた第２世代以降の小惑星と考えられます。

数あります。

ただし、大きな岩塊が、元の小惑星にあった衝突ク

ところで、画像を見ると、月や火星、他の小惑星でお馴染みの地形、「衝突クレーター」がほとんど無い

レーターの起源なのか、衝突破壊の過程でできたのか、別の成因なのかは、まだ不明です。

ように見えます。よく調べてみるとちゃんとあるのでどのような過程でできたにせよ、イトカワは、LLコ

すが、他の天体のクレーターに比べると浅いものばか

ンドライトと呼ばれる種類の隕石と似た組成の小惑りで、岩塊がごろごろしていることと合わせて、イトカ

星の中で「ラブルパイル」であることが判明した最初

ワの地形の大きな特 徴になっています。なぜ浅いクの小惑星です。さらに、km以下の大きさの小惑星とレーターばかりなのか、この謎はまだ完全には解けしても「ラブルパイル」であることが初めてわかったていません。

天体です。

巨大な岩塊に戻ると、衝突クレーターができる場「はやぶさ」が訪れる前は、イトカワがラブルパイ

合、さまざまな大きさの岩塊が生じ、大きなものほどルであることは明確に予測されていませんでした。大

クレーターの近くに見られます。重力に逆らって遠くきな（１つの）岩の塊で、むき出しの表面にクレーターまで飛ばされることがないからです。そして、最大級が穿たれているのではと思われてもいました。こんなの岩塊の分布は、月や火星、他の小惑星ではクレー

小さな天体が 寄せ集め天体であるとは想像できなターの大きさと良い関係があると経験的にわかってかったのです。

います。
イトカワの最大 級の岩塊の場合、これに対応する

現実は 違いました。この成 果は、小 惑 星 探 査 機「はやぶさ」があってこそのものです。

衝突クレーターは見つかっていません。というより、見つかるわけがありません。なぜなら、このような岩塊が生じるようなクレーターはそれ自体がイトカワよりも大きくなければならないからです。では、50ｍほどの岩塊や他の大きな岩塊はどのようにして生じたのでしょうか。
ラブルパイル〜内部構造その２〜
大きな岩塊、それはイトカワ以前に存在した小惑星で作られたと考えられています。
しばしば小惑星は太陽系形成期の生き残りと言われますが、必ずしもそうではありません。大きさや個数、衝突時の壊れやすさなどによりますが、直径数kmのもので10億年程度、数百ｍのもので数千万年程度で他の天体と衝突して破壊されるという研究報告があります。

４

この観測結果が、後に、カプセル内にあった微小な砂粒がイトカワ由来のものであるとされた根拠になりました。

51色（注）画像はすべて「宇宙航空研究開発機構（JAXA）」によるものです。

イトカワの表面画像を分析するのは、フィールドで地層や岩石などの類の隕石に似た鉱物組成と化学組成の物質に覆われ25143はイトカワの小惑星番号です。
２
航法に使用するときは、光学航法カメラ（ONC）と呼びます。
３
衝突などによって細かく砕かれた岩石。砂粒や細粒のようなもの。

図6

きます。このような面は、平均としては、「LLコンドライト」と呼ばれる種

図1 小 惑 星 イトカワ（小 惑 星 2 514 3）。東 経 9 0 度 方 向 より）。上が南極、下が北極。

図5 小 惑 星 イトカワ（ 東 経180度方向より）。

された重力場から、表１の質量が求められました。体イトカワの大きさ、質量と密度は表１のように求められました。

公転軌道上で出会うようにして観測したのです。こうると約47％になりま

れた値でまず間違いないだろうと考えられます。

4色ると約47％になりま

れた値でまず間違いないだろうと考えられます。

探査機「はやぶさ」は、太陽の周りの6 0 億km、７

ワを見つめる角度（太陽光の当たり具合）を変えてい年余の旅路の末、小惑星2 5143イトカワ1（図１,３〜

ました。

５）に着陸し、その かけら を採取し、懐に抱いて運び、自らの製作者である人間に届ける使命を人類史
上初めて果たしました。この「はやぶさ」の姿は、感動を呼びました。これに加えて、これまでどの探査機も訪れたことのない、差し渡し１kmに満たない小型の小惑星を時間をかけてじっくり調べることも「はやぶさ」の大きな目的の一つでした。
「はやぶさ」は2005年9月下旬からおよそ２か月の間、イトカワと並走（ランデブー）して科学探査を行いました 。8 種 類 のフィルターを 備 え た可 視 カメラ（AMICA）2、近赤外線分光器（NIRS）、蛍光Ｘ線
スペ クトロメー ター（ X R S ）、レ ー ザ ー 高 度 計（LIDER）を使った観測から、イトカワの形状、大きさ、質量、重力分布、表面物質の組成や分布、岩石の質量は、４通りの方法で独立に求められました。こす。現実の隕石にはれも誤差の範囲内で結果が一致しています。周回す

鉱 物と鉱 物 の 間にるのであれば、その軌 道の変化から重 力分布を知

微 小 な 隙 間 が あっり、質量を測定できます。しかし、「はやぶさ」は並走て、鉱物粒子密度としたのでこの方法は使えません。そこで、まず２つの隕石全体の（平均）方法では、イトカワが質点である（大きさがあること

密 度 には 違 い が あを無視できる）と見なせるような（ホームポジションより、隕石全体の密度りも遠い）ところで、地球からの距離やイトカワに対の方が小さくなりまする高度変化を使って重力場（重力の強さの分布）す。この隕石の密度を間接的に計測しました。別の２つの方法では、イトがイトカワを作り上

カワまで100ｍ程度までうんと近づいたりそこから遠げている岩石の密度と同じと仮定すると、鉱物間のざかったりするときに、太 陽 輻 射 圧（ 太 陽 光 の圧

微小な隙間の寄与を差し引いた「正味の空隙率」が力）、探査機の推進器の推力、そしてイトカワの形状40%と求まり、これは、大きさが揃った（丸い）石を容効果を考慮して重力場を求めています。こうして算出器に詰めたときの空隙率とほぼ同じです。

された重力場から、表１の質量が求められました。体

小惑星の内部に隙間があるとすると、小惑星の内積と質量がわかれば平均密度がたちどころにわかり部構造には、ひびが入っているか、スカスカであるとます。

いう２つの可能性が浮上します。ひびが入っている場

形 状やレゴリス 3 の分布などが明らかになると同時に、新たな謎や探究方法に対する課題が出てきて、太陽系研究の世界に活気をもたらしています。

なお、大きさ（550合には空隙率がもっと小さくなるとされているので、ｍぐらい）と自転（周約40％という値は明らかにスカスカであることを示し

期 、軸 の 向き）につています。

いては、「はやぶさ」

その前に、「はやぶさ」はイトカワを周回せず並走到達前から、地上観したのでした。「はやぶさ」とイトカワがそれぞれの公転軌道上で出会うようにして観測したのです。こう大きさと体積は、3通りの独立な３次元形状モデル

すると、周回軌道に入るより燃料消費も制御の複 雑から求められました。一つは輪郭をたどって形を掴むさも回避できます。なお、並走していてもイトカワが自方法で、最も早く簡単に作れますが、凹みの再現が転しているので、イトカワの全体を見ることができまできません。２つ目は立体視する方法です。見る位置す。また「はやぶさ」も、「ホームポジション」と呼ばを少しずらして撮った２枚の写真を上手に見ると立体れるイトカワから７kmの地点から適宜移動してイトカ的に見えるあの方法です。そして３つ目は太陽光の跳
ね返り具合を仮定して、表面の明暗をもとに形をつかむ方法です。これらの結果がほぼ一致したので、得ら

表面の岩石測によって良い精度

AMICAを使ったで値がわかっていま観測では、かつてなした。何も知らないい高 精 細な画 像 がで「はやぶさ」をイト

多 数 得 ら れ（ 図カワへ旅立たせたわ

6,7）、最も分解能のけではないのです。

高い画像では6 m mの大きさまで判別で表面組成〜内部構造その１〜きます。このような

NIRSとXRSを使った観測によると、イトカワの表

画像を分析するのは、フィールドで地層や岩石などの面は、平均としては、「LLコンドライト」と呼ばれる種

露頭観察をするようなものです。

類の隕石に似た鉱物組成と化学組成の物質に覆われ画像分析から、イトカワの表面はその80％をごろご4ていました。 隕石は小惑星がその起源であると考えろした岩塊が占め、他の小惑星に見られる細かい物られています。

質（レゴリス）に覆われた部分が少ないことがわかりました。しかも、重力分布を見ると、レゴリスは最もところで、この隕石の鉱物粒子密度（鉱物だけの密3低い位置に集まっています。何らかの機構でイトカワ

度）は3.56ｇ/cm です。これに対してイトカワの平均
3

密度は1.9ｇ/cm です。この密度の違いは、イトカワに表面を移動して 低地 に集積したものと考えられ、隙間（空隙）があるためと仮定して「空隙率」を求めその主要因は、イトカワを壊さない程度の、小さな天1色

体の衝突による震動であろうと言われています。小さただ、破壊されておしまいではなく、破片が互いのい小惑星なので、天体衝突があると容易に全体がぶ

重力で引きつけ合って再び小天体〜小惑星になるとるっと震え、細かい物質がころころと斜面を転げ 落いう過程もあり、このような天体を「ラブルパイル」とちて低地に集まるという理屈です。

呼んでいます。その特徴としては、 柄に似合わない
大きな岩塊がある、寄せ集めなので隙間だらけであ

表面の大部分を覆う岩塊の大きさはさまざまで、る、などが挙げられます。

丸みを帯びていたり角張っていたり、段々になってい事業報告 昼間の星の観察会での金星観察
見え方の変化する星

は夕方に観察できる日が無いこともあります。このた

金星はたいへん明るい星で、肉眼で金星が見える

め、全ての生徒が金星を観察できるようにするには、時期になると必ず、「あの明るい星は何ですか」「ＵＦ学習計画を毎年工夫し、年によっては2年生のうちに観察を済ませておくことが必要になります。

たり、と悩ましいほどの 露頭観察 ができます。大きこれはイトカワの特徴であり、イトカワはもっと大きＯですか」といった電話での問い合わせが天文台にさが約50ｍほどでイトカワの大きさの10分の１を超えな小惑星が衝突して破壊された後、それが引きつけあるほどです。明け方の東の空に輝いて見える時はるものや、これには及ばないものの大きな岩塊が複あってできた第２世代以降の小惑星と考えられます。

「明けの明星」、夕方の西の空に輝いて見える時は数あります。

ただし、大きな岩塊が、元の小惑星にあった衝突ク「宵の明星」とも呼ばれますが、毎日見えるわけでは

ぐんま天文台では、金星の観察に適した平成22年

レーターの起源なのか、衝突破壊の過程でできたのなく、見える場合も明け方か夕方のいずれか片方の度のうちに多くの方に金星を観察していただくため、

みとなります。

金星を観察する機会を設けるとともに新聞等を通じところで、画像を見ると、月や火星、他の小惑星でか、別の成因なのかは、まだ不明です。

お馴染みの地形、「衝突クレーター」がほとんど無いように見えます。よく調べてみるとちゃんとあるのでどのような過程でできたにせよ、イトカワは、LLコ

すが、他の天体のクレーターに比べると浅いものばか

ンドライトと呼ばれる種類の隕石と似た組成の小惑りで、岩塊がごろごろしていることと合わせて、イトカ

星の中で「ラブルパイル」であることが判明した最初

ワの地形の大きな特 徴になっています。なぜ浅いクの小惑星です。さらに、km以下の大きさの小惑星とレーターばかりなのか、この謎はまだ完全には解けしても「ラブルパイル」であることが初めてわかったていません。

天体です。

巨大な岩塊に戻ると、衝突クレーターができる場「はやぶさ」が訪れる前は、イトカワがラブルパイ

合、さまざまな大きさの岩塊が生じ、大きなものほどルであることは明確に予測されていませんでした。大

クレーターの近くに見られます。重力に逆らって遠くきな（１つの）岩の塊で、むき出しの表面にクレーターまで飛ばされることがないからです。そして、最大級が穿たれているのではと思われてもいました。こんなの岩塊の分布は、月や火星、他の小惑星ではクレー

小さな天体が 寄せ集め天体であるとは想像できなターの大きさと良い関係があると経験的にわかってかったのです。

天文台での金星観察

金星は地球とほぼ同じ大きさの丸い惑星ですが、望て積極的に広報を行いました。

遠 鏡で観察すると丸くない形に見えることが 多いでぐんま天文台での金星の観察は、毎週土曜日、日曜

す。丸く見えない理由は月と同じで、太陽の光が当たる

日と祝日の昼間（午前11時半〜正午）の「昼間の星の部分だけが輝いて見えるからです。また、月と異なり、観察会」の中で行いました。昼間に星を観察するには

太陽のまわりを公転することによって地球からの距離

それなりの設備と技術が必要ですが、正午頃であればが大きく変わるので、地球に近い時は大きく、地球か

金星が「明けの明星」として見える日も「宵の明星」とら遠い時は小さく見えます。図1をご覧ください。

して見える日も観察でき、観察の機会が増えます。
観察会を実施した日には午前中の来館者のほとん
どがこれに参加し、昼間に星が見えることや金星が丸く見えないことに驚かれていました。「金星を見に天文台に来ました。」という方もいらっしゃいました。

現実は 違いました。この成 果は、小 惑 星 探 査 機

います。

「はやぶさ」があってこそのものです。

イトカワの最大 級の岩塊の場合、これに対応する
衝突クレーターは見つかっていません。というより、見つかるわけがありません。なぜなら、このような岩塊（注）画像はすべて「宇宙航空研究開発機構（JAXA）」によるものです。

図１が生じるようなクレーターはそれ自体がイトカワよりも大きくなければならないからです。では、50ｍほどの金星の見え方の変化

中学校理科での学習

岩塊や他の大きな岩塊はどのようにして生じたので金星の見かけの大きさや形が変化することは、中

しょうか。

図２

観察会の様子学校3年の理科で学習することとなっています。しか今後はし望遠鏡を使って金星の形を観察している学校は、
ラブルパイル〜内部構造その２〜

平成23年度は冬以降に夕方の西の空で金星が見ほとんどありません。

大きな岩塊、それはイトカワ以前に存在した小惑星で作られたと考えられています。
しばしば小惑星は太陽系形成期の生き残りと言われますが、必ずしもそうではありません。大きさや個
1m

数、衝突時の壊れやすさなどによりますが、直径数
図7kmのもので10億年程度、数百ｍのもので数千万年程度で他の天体と衝突して破壊されるという研究報告

イトカワの表面

学校で観察があまり行われてない理由として、金星えるようになるものの、金星の満ち欠けが観察しやすを観察しやすい明け方や夕方には授業を行っていな

くなるのは平成24年の春以降となります。このため、

いこと、日中の金星を天体望遠鏡に導入するのは難し

金星よりは観察しにくいですが、水 星の満ち欠けをく、操作に慣れている教員が少ないこと、天候に左右観察できる機会を設けたいと考えています。また、平されること、金星を観察できる日は限られていること

成2 4 年6月には金星の太陽面通過もあります。金星などが挙げられます。

観察の機会が再来したら、またイベントや広報を展開
したいと考えています。

金星の見え方は約58 4日周期で変化するため、金があります。

（観測普及研究員

星を観察しやすい時期は毎年変わるうえ、年によって
6

7

大林

均）

4色

ると約47％になりま

れた値でまず間違いないだろうと考えられます。

探査機「はやぶさ」は、太陽の周りの6 0 億km、７

ワを見つめる角度（太陽光の当たり具合）を変えてい年余の旅路の末、小惑星2 5143イトカワ1（図１,３〜

ました。

５）に着陸し、その かけら を採取し、懐に抱いて運び、自らの製作者である人間に届ける使命を人類史
上初めて果たしました。この「はやぶさ」の姿は、感動を呼びました。これに加えて、これまでどの探査機も訪れたことのない、差し渡し１kmに満たない小型の小惑星を時間をかけてじっくり調べることも「はやぶさ」の大きな目的の一つでした。
「はやぶさ」は2005年9月下旬からおよそ２か月の間、イトカワと並走（ランデブー）して科学探査を行いました 。8 種 類 のフィルターを 備 え た可 視 カメラ（AMICA）2、近赤外線分光器（NIRS）、蛍光Ｘ線
スペ クトロメー ター（ X R S ）、レ ー ザ ー 高 度 計（LIDER）を使った観測から、イトカワの形状、大きさ、質量、重力分布、表面物質の組成や分布、岩石の質量は、４通りの方法で独立に求められました。こす。現実の隕石にはれも誤差の範囲内で結果が一致しています。周回す

鉱 物と鉱 物 の 間にるのであれば、その軌 道の変化から重 力分布を知

微 小 な 隙 間 が あっり、質量を測定できます。しかし、「はやぶさ」は並走て、鉱物粒子密度としたのでこの方法は使えません。そこで、まず２つの隕石全体の（平均）方法では、イトカワが質点である（大きさがあること

密 度 には 違 い が あを無視できる）と見なせるような（ホームポジションより、隕石全体の密度りも遠い）ところで、地球からの距離やイトカワに対の方が小さくなりまする高度変化を使って重力場（重力の強さの分布）す。この隕石の密度を間接的に計測しました。別の２つの方法では、イトがイトカワを作り上

カワまで100ｍ程度までうんと近づいたりそこから遠げている岩石の密度と同じと仮定すると、鉱物間のざかったりするときに、太 陽 輻 射 圧（ 太 陽 光 の圧

微小な隙間の寄与を差し引いた「正味の空隙率」が力）、探査機の推進器の推力、そしてイトカワの形状40%と求まり、これは、大きさが揃った（丸い）石を容効果を考慮して重力場を求めています。こうして算出器に詰めたときの空隙率とほぼ同じです。

された重力場から、表１の質量が求められました。体

小惑星の内部に隙間があるとすると、小惑星の内積と質量がわかれば平均密度がたちどころにわかり部構造には、ひびが入っているか、スカスカであるとます。

いう２つの可能性が浮上します。ひびが入っている場

形 状やレゴリス 3 の分布などが明らかになると同時に、新たな謎や探究方法に対する課題が出てきて、太陽系研究の世界に活気をもたらしています。

なお、大きさ（550合には空隙率がもっと小さくなるとされているので、ｍぐらい）と自転（周約40％という値は明らかにスカスカであることを示し

期 、軸 の 向き）につています。

いては、「はやぶさ」

その前に、「はやぶさ」はイトカワを周回せず並走到達前から、地上観したのでした。「はやぶさ」とイトカワがそれぞれの公転軌道上で出会うようにして観測したのです。こう大きさと体積は、3通りの独立な３次元形状モデル

すると、周回軌道に入るより燃料消費も制御の複 雑から求められました。一つは輪郭をたどって形を掴むさも回避できます。なお、並走していてもイトカワが自方法で、最も早く簡単に作れますが、凹みの再現が転しているので、イトカワの全体を見ることができまできません。２つ目は立体視する方法です。見る位置す。また「はやぶさ」も、「ホームポジション」と呼ばを少しずらして撮った２枚の写真を上手に見ると立体れるイトカワから７kmの地点から適宜移動してイトカ的に見えるあの方法です。そして３つ目は太陽光の跳
ね返り具合を仮定して、表面の明暗をもとに形をつかむ方法です。これらの結果がほぼ一致したので、得ら

表面の岩石測によって良い精度

AMICAを使ったで値がわかっていま観測では、かつてなした。何も知らないい高 精 細な画 像 がで「はやぶさ」をイト

多 数 得 ら れ（ 図カワへ旅立たせたわ

6,7）、最も分解能のけではないのです。

高い画像では6 m mの大きさまで判別で表面組成〜内部構造その１〜きます。このような

NIRSとXRSを使った観測によると、イトカワの表

画像を分析するのは、フィールドで地層や岩石などの面は、平均としては、「LLコンドライト」と呼ばれる種

露頭観察をするようなものです。

類の隕石に似た鉱物組成と化学組成の物質に覆われ画像分析から、イトカワの表面はその80％をごろご4ていました。 隕石は小惑星がその起源であると考えろした岩塊が占め、他の小惑星に見られる細かい物られています。

質（レゴリス）に覆われた部分が少ないことがわかりました。しかも、重力分布を見ると、レゴリスは最もところで、この隕石の鉱物粒子密度（鉱物だけの密3低い位置に集まっています。何らかの機構でイトカワ

度）は3.56ｇ/cm です。これに対してイトカワの平均
3

密度は1.9ｇ/cm です。この密度の違いは、イトカワに表面を移動して 低地 に集積したものと考えられ、隙間（空隙）があるためと仮定して「空隙率」を求めその主要因は、イトカワを壊さない程度の、小さな天1色

体の衝突による震動であろうと言われています。小さただ、破壊されておしまいではなく、破片が互いのい小惑星なので、天体衝突があると容易に全体がぶ

重力で引きつけ合って再び小天体〜小惑星になるとるっと震え、細かい物質がころころと斜面を転げ 落いう過程もあり、このような天体を「ラブルパイル」とちて低地に集まるという理屈です。

呼んでいます。その特徴としては、 柄に似合わない
大きな岩塊がある、寄せ集めなので隙間だらけであ

表面の大部分を覆う岩塊の大きさはさまざまで、る、などが挙げられます。

丸みを帯びていたり角張っていたり、段々になってい事業報告 昼間の星の観察会での金星観察
見え方の変化する星

は夕方に観察できる日が無いこともあります。このた

金星はたいへん明るい星で、肉眼で金星が見える

め、全ての生徒が金星を観察できるようにするには、時期になると必ず、「あの明るい星は何ですか」「ＵＦ学習計画を毎年工夫し、年によっては2年生のうちに観察を済ませておくことが必要になります。

たり、と悩ましいほどの 露頭観察 ができます。大きこれはイトカワの特徴であり、イトカワはもっと大きＯですか」といった電話での問い合わせが天文台にさが約50ｍほどでイトカワの大きさの10分の１を超えな小惑星が衝突して破壊された後、それが引きつけあるほどです。明け方の東の空に輝いて見える時はるものや、これには及ばないものの大きな岩塊が複あってできた第２世代以降の小惑星と考えられます。

「明けの明星」、夕方の西の空に輝いて見える時は数あります。

ただし、大きな岩塊が、元の小惑星にあった衝突ク「宵の明星」とも呼ばれますが、毎日見えるわけでは

ぐんま天文台では、金星の観察に適した平成22年

レーターの起源なのか、衝突破壊の過程でできたのなく、見える場合も明け方か夕方のいずれか片方の度のうちに多くの方に金星を観察していただくため、

みとなります。

金星を観察する機会を設けるとともに新聞等を通じところで、画像を見ると、月や火星、他の小惑星でか、別の成因なのかは、まだ不明です。

お馴染みの地形、「衝突クレーター」がほとんど無いように見えます。よく調べてみるとちゃんとあるのでどのような過程でできたにせよ、イトカワは、LLコ

すが、他の天体のクレーターに比べると浅いものばか

ンドライトと呼ばれる種類の隕石と似た組成の小惑りで、岩塊がごろごろしていることと合わせて、イトカ

星の中で「ラブルパイル」であることが判明した最初

ワの地形の大きな特 徴になっています。なぜ浅いクの小惑星です。さらに、km以下の大きさの小惑星とレーターばかりなのか、この謎はまだ完全には解けしても「ラブルパイル」であることが初めてわかったていません。

天体です。

巨大な岩塊に戻ると、衝突クレーターができる場「はやぶさ」が訪れる前は、イトカワがラブルパイ

合、さまざまな大きさの岩塊が生じ、大きなものほどルであることは明確に予測されていませんでした。大

クレーターの近くに見られます。重力に逆らって遠くきな（１つの）岩の塊で、むき出しの表面にクレーターまで飛ばされることがないからです。そして、最大級が穿たれているのではと思われてもいました。こんなの岩塊の分布は、月や火星、他の小惑星ではクレー

小さな天体が 寄せ集め天体であるとは想像できなターの大きさと良い関係があると経験的にわかってかったのです。

天文台での金星観察

金星は地球とほぼ同じ大きさの丸い惑星ですが、望て積極的に広報を行いました。

遠 鏡で観察すると丸くない形に見えることが 多いでぐんま天文台での金星の観察は、毎週土曜日、日曜

す。丸く見えない理由は月と同じで、太陽の光が当たる

日と祝日の昼間（午前11時半〜正午）の「昼間の星の部分だけが輝いて見えるからです。また、月と異なり、観察会」の中で行いました。昼間に星を観察するには

太陽のまわりを公転することによって地球からの距離

それなりの設備と技術が必要ですが、正午頃であればが大きく変わるので、地球に近い時は大きく、地球か

金星が「明けの明星」として見える日も「宵の明星」とら遠い時は小さく見えます。図1をご覧ください。

して見える日も観察でき、観察の機会が増えます。
観察会を実施した日には午前中の来館者のほとん
どがこれに参加し、昼間に星が見えることや金星が丸く見えないことに驚かれていました。「金星を見に天文台に来ました。」という方もいらっしゃいました。

現実は 違いました。この成 果は、小 惑 星 探 査 機

います。

「はやぶさ」があってこそのものです。

イトカワの最大 級の岩塊の場合、これに対応する
衝突クレーターは見つかっていません。というより、見つかるわけがありません。なぜなら、このような岩塊（注）画像はすべて「宇宙航空研究開発機構（JAXA）」によるものです。

図１が生じるようなクレーターはそれ自体がイトカワよりも大きくなければならないからです。では、50ｍほどの金星の見え方の変化

中学校理科での学習

岩塊や他の大きな岩塊はどのようにして生じたので金星の見かけの大きさや形が変化することは、中

しょうか。

図２

観察会の様子学校3年の理科で学習することとなっています。しか今後はし望遠鏡を使って金星の形を観察している学校は、
ラブルパイル〜内部構造その２〜

平成23年度は冬以降に夕方の西の空で金星が見ほとんどありません。

大きな岩塊、それはイトカワ以前に存在した小惑星で作られたと考えられています。
しばしば小惑星は太陽系形成期の生き残りと言われますが、必ずしもそうではありません。大きさや個
1m

数、衝突時の壊れやすさなどによりますが、直径数
図7kmのもので10億年程度、数百ｍのもので数千万年程度で他の天体と衝突して破壊されるという研究報告

イトカワの表面

学校で観察があまり行われてない理由として、金星えるようになるものの、金星の満ち欠けが観察しやすを観察しやすい明け方や夕方には授業を行っていな

くなるのは平成24年の春以降となります。このため、

いこと、日中の金星を天体望遠鏡に導入するのは難し

金星よりは観察しにくいですが、水 星の満ち欠けをく、操作に慣れている教員が少ないこと、天候に左右観察できる機会を設けたいと考えています。また、平されること、金星を観察できる日は限られていること

成2 4 年6月には金星の太陽面通過もあります。金星などが挙げられます。

観察の機会が再来したら、またイベントや広報を展開
したいと考えています。

金星の見え方は約58 4日周期で変化するため、金があります。

（観測普及研究員

星を観察しやすい時期は毎年変わるうえ、年によって
6

7

大林

均）

4色

かと思うこのごろです。

の協力連携が前提ですが（すでに多面的に意識的に事業報告 丸くてでこぼこな月 〜月の立体画像〜

進められてきましたが）、さらに大きな財産として、多いつか、施設のかけ橋から、人のかけ橋へ

地点での参加者どうしのつながりができます。それが（観測普及研究員

どう発展するか具体的な想定は困難ですが、このイ

長谷川

隆）

注：DC（デスティネーションキャンペーン）とは、JRグループ6 社と地域（地方公共団体や県民・企業等）が一体となって取り組む、全国から誘客を図ることを目的とした国内最大 規 模の大 型観光キャンペーンです。対 象地 域（デスティネー
ション：目的地・行き先という意味）の観光資源を掘り起こし、JRグループの宣伝
媒体を活用した集中的な宣伝を日本全国で展開します。

その話をいただいたのは昨年の5月でした。私自身

れば、立体視が現実的であることは計算や文献でわ

ベントを通して、広い日本、広い世界、そんな世界をは天文学校が終わってほっとしているところでしたがかりました。参加者には二人が組になってもらい、片つなぐ懸け橋ができる日がいつか来てくれないもの（33号参照）、参加者（以下、学校生）のみなさんは方の人が東京で、もう片方の人が群馬で同時に月を撮

天文学校の内容に刺激を受けたらしく、その後に自影して組み合わせれば月が立体的にみえる。群馬県

主勉強会を開催されていました。これにあわせるようが進めるDC（注）の方向にもあう。しかし、残念ながに「銀河進化論（塩谷泰宏、谷口義明著、プレアデス

らイベント申請の期限までに連携施設を模索するな

出版）」という教科書の輪講が始まることになり、自どの準備時間がないことは自明でした。また、イベン

主勉強会やこの輪講の参加者のYさんからいただい

ト時間の夕方は天候が不安定で、さらに東京と群馬大質量星は、そのエネルギーの大きさから銀河のた話が結局このイベントとなったのでした。

の二地点が両方とも晴れるのはTISFが開催される9エネルギー収支や星間物質に非常に大きな影響力をWR星は、主に可視光の輝線強度によって、いくつ〜10月の頃はリスクが高い。そこで、単独開催にする持ちます。また、星からの質量放出は銀河の化学進

かのタイプに分類できます。窒素の輝線が強いものをScience

ため「時間差攻撃」を使うことにしました。地球は24化やダストの形成などにも重要な影響を与えます。大WN型、炭素の輝線が強いものをWC型、酸素の輝線

Festival、TISF）への参加でした。「東京」と冠があ時 間で 一 回 転 、つまり赤 道 では 地 表 は 2 4 時 間で質量星の進化は理論・観測両面から研究されてきまが強いものをWO型と言います。さらに各元素の輝線るのですが、群馬の施設が参加することにも調整を

4 0 0 0 0km動くので、1時間で16 0 0kmも動きます。でしたが、未だその理解は十分であるとは言えません。

で様々な電離の輝線強度の比によって、サブクラス（Nつけていただいた上でのお話でした（実は、別な具すから、1時間の時間差をおいて撮影すれば問題な

そこで中小口径望遠鏡に最適化された可視〜近赤やC,Oの後につく数字）に分類されます。高電離の輝体案までいただいたのですが、こちらは近未来の課

く立体感が生まれ（表紙画像参照）、クレーターので外線装置を用いて、系統的に大質量星のスペクトルを線が強いものほど早期型で、サブクラスの数字が小さ

題となりました）。前年のパンフレットを拝見すると多こぼこも立体的に見えますし、月は球体であってお盆

取得・分類を行い、今後の詳細研究のデータベースをいものになります。Conti等の恒星進化のシナリオにくの施設の多様な催しがまるでテレビ番 組表のようのように平らではないこともわかります。しかし、あち

構築するという計画を進めています。その一つとしてよれば、太陽質量の約25倍以上の重たい恒星は主系に掲載されていました。

こちに文献はあっても、ぐんま天文台の機材でできる

核崩壊 型超 新星の母天体であるWC型Wolf-Rayet

列から離れ、後主系列星期を経る際にWR星の形態

当初考えたのは、東京と群馬という距離を逆手にことを実証しないと実施できないので、短い申請期（ウォルフ・ライエ：WR）星の探索を行っています。

を通過し、やがて超新星爆発を起こします。

とって何かできないかということでした。その線でふ限までに梅雨の晴れ間で実証画像がとれるか、相当と思いついたのが月の立体視でした（立体視の原理

やきもきしたことを思い出します。

その話というのは、東京でのイベント（東京国際科
学フェスティバル、Tokyo

International

観測報告 Wolf-Rayet（ウォルフ・ライエ）星
はじめに速度が非常に大きい、つまり恒星風が非常に強いことを意味しています。

WR星の観測的発見からは150年ほどで、これまで
1

Wolf-Rayet星とは？

に恒星風のメカニズムや質量放出の推定、また様々

は図1を参照）。月まで3 8万kmもの距離があろうと

当日は3連休の中日、9月19日、曇り曇り曇り、しばWolf-Rayet星（WR星）とは、大質量星の水素のな恒 星の進化モデルとの比較などがなされてきましも、東京・群馬の直線 距離、わずか約10 0km、があ

し晴れ間、また曇り、といった天気でしたが、なんと外層が恒星風によって吹き飛ばされ、高温の恒星内た。また近年には近赤外線による広域探査も行われか134名（県外73名）の全員の方が撮影できました。

部が露出した星るようになってきましたが、その素性の解明にはまだ左 右の目でみた微 妙 に異 なる

立体視用の画像の印刷に非常に時間がかかったのはと考えられて い

未解決の問題も多くあります。初期質量によって進化

画 像を 脳 内 で 距 離に焼 き直し

想定外でしたが、それでも学校 生は健気なまでフォます。大 質 量 星

過程はおおよそ決まりますが、星風による質量放出

立体 感 を 感じて い る。左 の 状

ローしてくれました。あとは参加者の方が立体視をすの一生の最終段

率は金属量などが原因で異なり、WR星を含む大質る過程で天体の世界を見つめる感覚に慣れ、いつし階 であり、超 新量星の後期進化についてはまだ謎が多くあります。まが 脳 内で 合 成 されて立体 感 がかは月の表面の地形や成り立ちなどにも思いをはせ

星 爆 発を 経て、た、銀河系内で観測・同定されているWR星の数が、

生 ま れて い る 。10 c m ほ ど 離ていただければと思うところです。他の反省点として、れた左 右の目では600m先まその一生を終え

モデルと一致しないという事実もあります。銀河系内

月の地形を研究した「かぐや衛星」（31号記事参照）

ます（図1）。観

の星や金属量の分布などを考慮すると、系内におよ単 純 計 算 で は10 0 k m 離 れれの成果などをじっくりお伝えするできなかったことが測的特 徴は、幅

そ3,000個のWR星が存在すると推定されますが、実ば60万km先まで立体 感 が 得

あげられます。

★

★

図1

立体視の原理。肉眼では況では、左目、右目ではそれぞれ下のような光景がみえ、これで 立 体 感 が わ か るとさ れる 。

の 広 い ヘリウ際に検出されているのは約300個に過ぎません。さら月の立体視はぐんま天文台では初めての試みでしム、窒 素 、炭 素に、WR星の終焉と思われている超新星爆発は、1〜

たが、素材としては申し分ないもののようです。今回はなどの輝線 スペ3個/10 0年と予想されますが、実際にはここ10 0 0年

ぐんま天文台だけの単独開催でしたが、本来は多地

クトル で、こ れられることになる。

★

★

左目で見える光景★

★

点での同時撮影が理想的です。これは天文台どうし

右目で見える光景

は大気の運動間に銀河系内で確認されている超新星はわずか５個

図１ HR（ヘルツシュプルング・ラッセ
ル）図における大質量星の分布。

8

しかありません。

9

近赤外分光観測の有効性と観測システムの構築れます。現在、このCIVフィルターはぐんま天文台近赤待されている領 域 で す。また、2 0 0 9 年に引き続き観測される数が少ない原因として、大質量星は減外線カメラ、およびチリ・アタカマにある東京大学所有

A N I Rでの観測も継続しています。天の川銀河と異光の大きな領域で誕 生することが多く、さらに大質の1m望遠鏡（mini TAO）搭載近赤外カメラ（ANIR :

なった環境での大質量星の誕生・進化を調べるため

量ゆえに寿命が短く、一生を埋もれたまま過ごすた

Atacama Near-InfraRed camera）に搭載されていに、大マゼラン雲の中でも特に星形成が活発な3 0

め、可視光では観測される確率が低くなる、つまり、ます。

Dorという領域を観測しています（図６）。ここは赤外

２線天文衛星あかりで遠 赤外分 光観測が行われてお大きな減光によって埋もれて見えていない可能性が考えられます。このようなWR星を見つけ出すには、波３り、大質量星のトレーサーとなる輝線（２階電離酸素

観測
試験的な観測は、2009年6月ANIRを使って始めら［OIII］88μm）でのマップが得られています。またれました。対象天体は、比較的減光が大きく（可視でNASAスピッツァー宇宙望遠鏡での中間赤外線で、まず、可視光の輝線によってサブクラスが決められ約30等級！）、可視では詳細な分類が困難な銀河中心大質量星によって暖められていると考えられているている天体について、赤外線輝線でも同等にサブクラ

方 向の星 形 成領 域［Q u i nt u p l et（通 称：五つ 子星

ホットダストの分布も得られています。この領域には

スを同定できるかどうかを検証し、有意にそれが可能団）］、［いて座A*（Sagittarius A*）：図３］です。このWR星のような大質量星が埋もれて存在していると期であることを示しました。さらに、3階電離した炭素イ

領域は大質量星形成が盛んであり、WR星の存在も期待されます。以上これらの領域については、現在詳細オンが放射する輝線（CIV: 2.076μm）と近赤外線Ks

待されている場所です。Quintupletでは、WR星と同定

で丁寧な解析を進めています。

バンド（2〜2.3μm）の強度比を使うと、早期型WC型されている17天体を、SgrA*ではWR星と同定されていWR星を効率的且つ高い精度でピックアップできるこる42天体のうち20天体について解析を行いました。こともこれまでの観測データを調べてわかりました（図こで、2.07μm（CIV）と2.15μm（Ksバンドの中心波２）。多くの星はこの比がおよそ0.13になるのに対し、長）の波長の違いによる減光量の補正を行っていま

早期型のWC型WR星はCIV輝線が強いため、有意にす。これまでの観測で星の同定やタイプはある程度大きな値になるのです。逆に多くの星が一定値を取る

わかっていましたが、詳細なサブクラスは厳密には確という特性を利用すると、観測される領域の空間的な定していませんでした。この 結果、Q u i nt u p l et、「減光量」も推定できることもこの手法の大きな特徴

SgrA*ともにある天体のCIV/Ks比が有意に大きな値の一つです（減光量が大きくなると［CIV/Ks］の値がを示すことがわかり、これはWC8より早期型のWR星小さくなる）。

であることが示唆される結果です（図4-1,2）。大質量

長が可視光より長く、減光に強い赤外線による探索が有効になります。

このような結果を受けて、我々は検出効率の高いこ星クラスター内のWR星の比率（WR星/ WO型星おれまでにないフィルターシステムの構築を行いました。

よびWC型/WN型）は、クラスターの年齢とも密接に妥当な値です。つまり、この手法が早期型のWR星のこのフィルターと大きなフォーマットの赤外線カメラを関係しますが、銀河中心領域の場合、今回の結果はピックアップに有効な手段であるという証明になりま組み合わせることで、空間的な分光イメージを撮るこ

した。

４

今後の展開
本研究はWC型WR星（初期質量の上限に近い天体）のピックアップを第一目的とした観測が主体でとができます。分光は通常個々の天体について行われ次に本格的な探索として、系内大質量星形成領域

す。今後はさらに多くの星を見つけ出すべく、他の大ますが、この手法では広い領域（にある天体）を一度W51の観測をぐんま天文台で行いました（図5）。こ質量星形成領域の観測を継続していく予定です。さに調べることが出来、格段に高い観測効率が実現さの領域は過去に多くの観測がなされており、1）活発らに、この手法で見つかった天体について詳細な分な星形成、2）減光量が大きい、3）YSOから大質量

光観測を行い、その性質や他のタイプ、異なるサブク星まで質量・年齢において多種多様の星が 存 在す

ラスの天体との比較も計画しています。これにより、る、などの理由から、埋もれた大質量星の存在が期大質量星の形成や進化、さらにそれらを含む星形成領域について、新しい知見が明らかになることでしょう。さらに長期的は、このような天体を含む領域のモ
ニタリング観測を継続することで、世界に先駆けていち早く超新星を発見できるかもしれません。
（観測普及研究員

高橋

英則）

4色

かと思うこのごろです。

の協力連携が前提ですが（すでに多面的に意識的に事業報告 丸くてでこぼこな月 〜月の立体画像〜

進められてきましたが）、さらに大きな財産として、多いつか、施設のかけ橋から、人のかけ橋へ

地点での参加者どうしのつながりができます。それが（観測普及研究員

どう発展するか具体的な想定は困難ですが、このイ

長谷川

隆）

注：DC（デスティネーションキャンペーン）とは、JRグループ6 社と地域（地方公共団体や県民・企業等）が一体となって取り組む、全国から誘客を図ることを目的とした国内最大 規 模の大 型観光キャンペーンです。対 象地 域（デスティネー
ション：目的地・行き先という意味）の観光資源を掘り起こし、JRグループの宣伝
媒体を活用した集中的な宣伝を日本全国で展開します。

その話をいただいたのは昨年の5月でした。私自身

れば、立体視が現実的であることは計算や文献でわ

ベントを通して、広い日本、広い世界、そんな世界をは天文学校が終わってほっとしているところでしたがかりました。参加者には二人が組になってもらい、片つなぐ懸け橋ができる日がいつか来てくれないもの（33号参照）、参加者（以下、学校生）のみなさんは方の人が東京で、もう片方の人が群馬で同時に月を撮

天文学校の内容に刺激を受けたらしく、その後に自影して組み合わせれば月が立体的にみえる。群馬県

主勉強会を開催されていました。これにあわせるようが進めるDC（注）の方向にもあう。しかし、残念ながに「銀河進化論（塩谷泰宏、谷口義明著、プレアデス

らイベント申請の期限までに連携施設を模索するな

出版）」という教科書の輪講が始まることになり、自どの準備時間がないことは自明でした。また、イベン

主勉強会やこの輪講の参加者のYさんからいただい

ト時間の夕方は天候が不安定で、さらに東京と群馬大質量星は、そのエネルギーの大きさから銀河のた話が結局このイベントとなったのでした。

の二地点が両方とも晴れるのはTISFが開催される9エネルギー収支や星間物質に非常に大きな影響力をWR星は、主に可視光の輝線強度によって、いくつ〜10月の頃はリスクが高い。そこで、単独開催にする持ちます。また、星からの質量放出は銀河の化学進

かのタイプに分類できます。窒素の輝線が強いものをScience

ため「時間差攻撃」を使うことにしました。地球は24化やダストの形成などにも重要な影響を与えます。大WN型、炭素の輝線が強いものをWC型、酸素の輝線

Festival、TISF）への参加でした。「東京」と冠があ時 間で 一 回 転 、つまり赤 道 では 地 表 は 2 4 時 間で質量星の進化は理論・観測両面から研究されてきまが強いものをWO型と言います。さらに各元素の輝線るのですが、群馬の施設が参加することにも調整を

4 0 0 0 0km動くので、1時間で16 0 0kmも動きます。でしたが、未だその理解は十分であるとは言えません。

で様々な電離の輝線強度の比によって、サブクラス（Nつけていただいた上でのお話でした（実は、別な具すから、1時間の時間差をおいて撮影すれば問題な

そこで中小口径望遠鏡に最適化された可視〜近赤やC,Oの後につく数字）に分類されます。高電離の輝体案までいただいたのですが、こちらは近未来の課

く立体感が生まれ（表紙画像参照）、クレーターので外線装置を用いて、系統的に大質量星のスペクトルを線が強いものほど早期型で、サブクラスの数字が小さ

題となりました）。前年のパンフレットを拝見すると多こぼこも立体的に見えますし、月は球体であってお盆

取得・分類を行い、今後の詳細研究のデータベースをいものになります。Conti等の恒星進化のシナリオにくの施設の多様な催しがまるでテレビ番 組表のようのように平らではないこともわかります。しかし、あち

構築するという計画を進めています。その一つとしてよれば、太陽質量の約25倍以上の重たい恒星は主系に掲載されていました。

こちに文献はあっても、ぐんま天文台の機材でできる

核崩壊 型超 新星の母天体であるWC型Wolf-Rayet

列から離れ、後主系列星期を経る際にWR星の形態

当初考えたのは、東京と群馬という距離を逆手にことを実証しないと実施できないので、短い申請期（ウォルフ・ライエ：WR）星の探索を行っています。

を通過し、やがて超新星爆発を起こします。

とって何かできないかということでした。その線でふ限までに梅雨の晴れ間で実証画像がとれるか、相当と思いついたのが月の立体視でした（立体視の原理

やきもきしたことを思い出します。

その話というのは、東京でのイベント（東京国際科
学フェスティバル、Tokyo

International

観測報告 Wolf-Rayet（ウォルフ・ライエ）星
はじめに速度が非常に大きい、つまり恒星風が非常に強いことを意味しています。

WR星の観測的発見からは150年ほどで、これまで
1

Wolf-Rayet星とは？

に恒星風のメカニズムや質量放出の推定、また様々

は図1を参照）。月まで3 8万kmもの距離があろうと

当日は3連休の中日、9月19日、曇り曇り曇り、しばWolf-Rayet星（WR星）とは、大質量星の水素のな恒 星の進化モデルとの比較などがなされてきましも、東京・群馬の直線 距離、わずか約10 0km、があ

し晴れ間、また曇り、といった天気でしたが、なんと外層が恒星風によって吹き飛ばされ、高温の恒星内た。また近年には近赤外線による広域探査も行われか134名（県外73名）の全員の方が撮影できました。

部が露出した星るようになってきましたが、その素性の解明にはまだ左 右の目でみた微 妙 に異 なる

立体視用の画像の印刷に非常に時間がかかったのはと考えられて い

未解決の問題も多くあります。初期質量によって進化

画 像を 脳 内 で 距 離に焼 き直し

想定外でしたが、それでも学校 生は健気なまでフォます。大 質 量 星

過程はおおよそ決まりますが、星風による質量放出

立体 感 を 感じて い る。左 の 状

ローしてくれました。あとは参加者の方が立体視をすの一生の最終段

率は金属量などが原因で異なり、WR星を含む大質る過程で天体の世界を見つめる感覚に慣れ、いつし階 であり、超 新量星の後期進化についてはまだ謎が多くあります。まが 脳 内で 合 成 されて立体 感 がかは月の表面の地形や成り立ちなどにも思いをはせ

星 爆 発を 経て、た、銀河系内で観測・同定されているWR星の数が、

生 ま れて い る 。10 c m ほ ど 離ていただければと思うところです。他の反省点として、れた左 右の目では600m先まその一生を終え

モデルと一致しないという事実もあります。銀河系内

月の地形を研究した「かぐや衛星」（31号記事参照）

ます（図1）。観

の星や金属量の分布などを考慮すると、系内におよ単 純 計 算 で は10 0 k m 離 れれの成果などをじっくりお伝えするできなかったことが測的特 徴は、幅

そ3,000個のWR星が存在すると推定されますが、実ば60万km先まで立体 感 が 得

あげられます。

★

★

図1

立体視の原理。肉眼では況では、左目、右目ではそれぞれ下のような光景がみえ、これで 立 体 感 が わ か るとさ れる 。

の 広 い ヘリウ際に検出されているのは約300個に過ぎません。さら月の立体視はぐんま天文台では初めての試みでしム、窒 素 、炭 素に、WR星の終焉と思われている超新星爆発は、1〜

たが、素材としては申し分ないもののようです。今回はなどの輝線 スペ3個/10 0年と予想されますが、実際にはここ10 0 0年

ぐんま天文台だけの単独開催でしたが、本来は多地

クトル で、こ れられることになる。

★

★

左目で見える光景★

★

点での同時撮影が理想的です。これは天文台どうし

右目で見える光景

は大気の運動間に銀河系内で確認されている超新星はわずか５個

図１ HR（ヘルツシュプルング・ラッセ
ル）図における大質量星の分布。

8

しかありません。

9

近赤外分光観測の有効性と観測システムの構築れます。現在、このCIVフィルターはぐんま天文台近赤待されている領 域 で す。また、2 0 0 9 年に引き続き観測される数が少ない原因として、大質量星は減外線カメラ、およびチリ・アタカマにある東京大学所有

A N I Rでの観測も継続しています。天の川銀河と異光の大きな領域で誕 生することが多く、さらに大質の1m望遠鏡（mini TAO）搭載近赤外カメラ（ANIR :

なった環境での大質量星の誕生・進化を調べるため

量ゆえに寿命が短く、一生を埋もれたまま過ごすた

Atacama Near-InfraRed camera）に搭載されていに、大マゼラン雲の中でも特に星形成が活発な3 0

め、可視光では観測される確率が低くなる、つまり、ます。

Dorという領域を観測しています（図６）。ここは赤外

２線天文衛星あかりで遠 赤外分 光観測が行われてお大きな減光によって埋もれて見えていない可能性が考えられます。このようなWR星を見つけ出すには、波３り、大質量星のトレーサーとなる輝線（２階電離酸素

観測
試験的な観測は、2009年6月ANIRを使って始めら［OIII］88μm）でのマップが得られています。またれました。対象天体は、比較的減光が大きく（可視でNASAスピッツァー宇宙望遠鏡での中間赤外線で、まず、可視光の輝線によってサブクラスが決められ約30等級！）、可視では詳細な分類が困難な銀河中心大質量星によって暖められていると考えられているている天体について、赤外線輝線でも同等にサブクラ

方 向の星 形 成領 域［Q u i nt u p l et（通 称：五つ 子星

ホットダストの分布も得られています。この領域には

スを同定できるかどうかを検証し、有意にそれが可能団）］、［いて座A*（Sagittarius A*）：図３］です。このWR星のような大質量星が埋もれて存在していると期であることを示しました。さらに、3階電離した炭素イ

領域は大質量星形成が盛んであり、WR星の存在も期待されます。以上これらの領域については、現在詳細オンが放射する輝線（CIV: 2.076μm）と近赤外線Ks

待されている場所です。Quintupletでは、WR星と同定

で丁寧な解析を進めています。

バンド（2〜2.3μm）の強度比を使うと、早期型WC型されている17天体を、SgrA*ではWR星と同定されていWR星を効率的且つ高い精度でピックアップできるこる42天体のうち20天体について解析を行いました。こともこれまでの観測データを調べてわかりました（図こで、2.07μm（CIV）と2.15μm（Ksバンドの中心波２）。多くの星はこの比がおよそ0.13になるのに対し、長）の波長の違いによる減光量の補正を行っていま

早期型のWC型WR星はCIV輝線が強いため、有意にす。これまでの観測で星の同定やタイプはある程度大きな値になるのです。逆に多くの星が一定値を取る

わかっていましたが、詳細なサブクラスは厳密には確という特性を利用すると、観測される領域の空間的な定していませんでした。この 結果、Q u i nt u p l et、「減光量」も推定できることもこの手法の大きな特徴

SgrA*ともにある天体のCIV/Ks比が有意に大きな値の一つです（減光量が大きくなると［CIV/Ks］の値がを示すことがわかり、これはWC8より早期型のWR星小さくなる）。

であることが示唆される結果です（図4-1,2）。大質量

長が可視光より長く、減光に強い赤外線による探索が有効になります。

このような結果を受けて、我々は検出効率の高いこ星クラスター内のWR星の比率（WR星/ WO型星おれまでにないフィルターシステムの構築を行いました。

よびWC型/WN型）は、クラスターの年齢とも密接に妥当な値です。つまり、この手法が早期型のWR星のこのフィルターと大きなフォーマットの赤外線カメラを関係しますが、銀河中心領域の場合、今回の結果はピックアップに有効な手段であるという証明になりま組み合わせることで、空間的な分光イメージを撮るこ

した。

４

今後の展開
本研究はWC型WR星（初期質量の上限に近い天体）のピックアップを第一目的とした観測が主体でとができます。分光は通常個々の天体について行われ次に本格的な探索として、系内大質量星形成領域

す。今後はさらに多くの星を見つけ出すべく、他の大ますが、この手法では広い領域（にある天体）を一度W51の観測をぐんま天文台で行いました（図5）。こ質量星形成領域の観測を継続していく予定です。さに調べることが出来、格段に高い観測効率が実現さの領域は過去に多くの観測がなされており、1）活発らに、この手法で見つかった天体について詳細な分な星形成、2）減光量が大きい、3）YSOから大質量

光観測を行い、その性質や他のタイプ、異なるサブク星まで質量・年齢において多種多様の星が 存 在す

ラスの天体との比較も計画しています。これにより、る、などの理由から、埋もれた大質量星の存在が期大質量星の形成や進化、さらにそれらを含む星形成領域について、新しい知見が明らかになることでしょう。さらに長期的は、このような天体を含む領域のモ
ニタリング観測を継続することで、世界に先駆けていち早く超新星を発見できるかもしれません。
（観測普及研究員

高橋

英則）

はじめに

速度が非常に大きい、つまり恒星風が非常に強いこ大質量星は、そのエネルギーの大きさから銀河のとを意味しています。

エネルギー収支や星間物質に非常に大きな影響力をWR星は、主に可視光の輝線強度によって、いくつ持ちます。また、星からの質量放出は銀河の化学進

かのタイプに分類できます。窒素の輝線が強いものを化やダストの形成などにも重要な影響を与えます。大WN型、炭素の輝線が強いものをWC型、酸素の輝線

質量星の進化は理論・観測両面から研究されてきまが強いものをWO型と言います。さらに各元素の輝線したが、未だその理解は十分であるとは言えません。

で様々な電離の輝線強度の比によって、サブクラス（N

そこで中小口径望遠鏡に最適化された可視〜近赤やC,Oの後につく数字）に分類されます。高電離の輝外線装置を用いて、系統的に大質量星のスペクトルを線が強いものほど早期型で、サブクラスの数字が小さ

取得・分類を行い、今後の詳細研究のデータベースをいものになります。Conti等の恒星進化のシナリオに構築するという計画を進めています。その一つとしてよれば、太陽質量の約25倍以上の重たい恒星は主系

核崩壊 型超 新星の母天体であるWC型Wolf-Rayet

列から離れ、後主系列星期を経る際にWR星の形態（ウォルフ・ライエ：WR）星の探索を行っています。

を通過し、やがて超新星爆発を起こします。
WR星の観測的発見からは150年ほどで、これまで

1に恒星風のメカニズムや質量放出の推定、また様々

Wolf-Rayet星とは？
Wolf-Rayet星（WR星）とは、大質量星の水素のな恒 星の進化モデルとの比較などがなされてきまし外層が恒星風によって吹き飛ばされ、高温の恒星内た。また近年には近赤外線による広域探査も行われ部が露出した星るようになってきましたが、その素性の解明にはまだと考えられて い

未解決の問題も多くあります。初期質量によって進化ます。大 質 量 星

過程はおおよそ決まりますが、星風による質量放出の一生の最終段

率は金属量などが原因で異なり、WR星を含む大質階 であり、超 新量星の後期進化についてはまだ謎が多くあります。ま星 爆 発を 経て、た、銀河系内で観測・同定されているWR星の数が、その一生を終え

モデルと一致しないという事実もあります。銀河系内ます（図1）。観

の星や金属量の分布などを考慮すると、系内におよ測的特 徴は、幅

そ3,000個のWR星が存在すると推定されますが、実の 広 い ヘリウ際に検出されているのは約300個に過ぎません。さらム、窒 素 、炭 素に、WR星の終焉と思われている超新星爆発は、1〜などの輝線 スペ3個/10 0年と予想されますが、実際にはここ10 0 0年

クトル で、こ れ間に銀河系内で確認されている超新星はわずか５個

は大気の運動しかありません。

1色

近赤外分光観測の有効性と観測システムの構築れます。現在、このCIVフィルターはぐんま天文台近赤待されている領 域 で す。また、2 0 0 9 年に引き続き観測される数が少ない原因として、大質量星は減外線カメラ、およびチリ・アタカマにある東京大学所有

A N I Rでの観測も継続しています。天の川銀河と異光の大きな領域で誕 生することが多く、さらに大質の1m望遠鏡（mini TAO）搭載近赤外カメラ（ANIR :

なった環境での大質量星の誕生・進化を調べるため

量ゆえに寿命が短く、一生を埋もれたまま過ごすた

Atacama Near-InfraRed camera）に搭載されていに、大マゼラン雲の中でも特に星形成が活発な3 0

め、可視光では観測される確率が低くなる、つまり、ます。

Dorという領域を観測しています（図６）。ここは赤外

２線天文衛星あかりで遠 赤外分 光観測が行われてお大きな減光によって埋もれて見えていない可能性が考えられます。このようなWR星を見つけ出すには、波３り、大質量星のトレーサーとなる輝線（２階電離酸素

観測
試験的な観測は、2009年6月ANIRを使って始めら［OIII］88μm）でのマップが得られています。またれました。対象天体は、比較的減光が大きく（可視でNASAスピッツァー宇宙望遠鏡での中間赤外線で、まず、可視光の輝線によってサブクラスが決められ約30等級！）、可視では詳細な分類が困難な銀河中心大質量星によって暖められていると考えられているている天体について、赤外線輝線でも同等にサブクラ

方 向の星 形 成領 域［Q u i nt u p l et（通 称：五つ 子星

スを同定できるかどうかを検証し、有意にそれが可能団）］、［いて座A*（Sagittarius A*）：図３］です。このであることを示しました。さらに、3階電離した炭素イ

領域は大質量星形成が盛んであり、WR星の存在も期待されます。以上これらの領域については、現在詳細オンが放射する輝線（CIV: 2.076μm）と近赤外線Ks

待されている場所です。Quintupletでは、WR星と同定

で丁寧な解析を進めています。

バンド（2〜2.3μm）の強度比を使うと、早期型WC型されている17天体を、SgrA*ではWR星と同定されていWR星を効率的且つ高い精度でピックアップできるこる42天体のうち20天体について解析を行いました。こともこれまでの観測データを調べてわかりました（図こで、2.07μm（CIV）と2.15μm（Ksバンドの中心波２）。多くの星はこの比がおよそ0.13になるのに対し、長）の波長の違いによる減光量の補正を行っていま

早期型のWC型WR星はCIV輝線が強いため、有意にす。これまでの観測で星の同定やタイプはある程度大きな値になるのです。逆に多くの星が一定値を取る

わかっていましたが、詳細なサブクラスは厳密には確という特性を利用すると、観測される領域の空間的な定していませんでした。この 結果、Q u i nt u p l et、「減光量」も推定できることもこの手法の大きな特徴

SgrA*ともにある天体のCIV/Ks比が有意に大きな値の一つです（減光量が大きくなると［CIV/Ks］の値がを示すことがわかり、これはWC8より早期型のWR星小さくなる）。

であることが示唆される結果です（図4-1,2）。大質量

長が可視光より長く、減光に強い赤外線による探索が有効になります。

図４の１ 五つ子星団領域で観測された天体のCIV/Ks輝線強度比（縦軸）。横軸は異なる星のタイプ、サブクラス。

WR星のような大質量星が埋もれて存在していると期

図６ LMC/30 Dorの観測領域 。四角がANIRで観測された
領 域 。背 景 のマップ はスピッツァーによる中 間 赤 外 24μmイ
メージ。短冊状の部分があかり／遠 赤外フーリエ分 光 器による観測領域。

図４の２： いて座 A* 領域 で観 測された 天 体 の CIV/ Ks輝 線
強度比。縦軸、横軸は図４の１に同じ。

このような結果を受けて、我々は検出効率の高いこ星クラスター内のWR星の比率（WR星/ WO型星おれまでにないフィルターシステムの構築を行いました。

よびWC型/WN型）は、クラスターの年齢とも密接に妥当な値です。つまり、この手法が早期型のWR星のこのフィルターと大きなフォーマットの赤外線カメラを関係しますが、銀河中心領域の場合、今回の結果はピックアップに有効な手段であるという証明になりま組み合わせることで、空間的な分光イメージを撮るこホットダストの分布も得られています。この領域には

４

今後の展開
本研究はWC型WR星（初期質量の上限に近い天体）のピックアップを第一目的とした観測が主体でした。

とができます。分光は通常個々の天体について行われ次に本格的な探索として、系内大質量星形成領域

す。今後はさらに多くの星を見つけ出すべく、他の大ますが、この手法では広い領域（にある天体）を一度W51の観測をぐんま天文台で行いました（図5）。こ質量星形成領域の観測を継続していく予定です。さに調べることが出来、格段に高い観測効率が実現さの領域は過去に多くの観測がなされており、1）活発らに、この手法で見つかった天体について詳細な分な星形成、2）減光量が大きい、3）YSOから大質量

光観測を行い、その性質や他のタイプ、異なるサブク星まで質量・年齢において多種多様の星が 存 在す

ラスの天体との比較も計画しています。これにより、る、などの理由から、埋もれた大質量星の存在が期大質量星の形成や進化、さらにそれらを含む星形成領域について、新しい知見が明らかになることでしょう。さらに長期的は、このような天体を含む領域のモ
ニタリング観測を継続することで、世界に先駆けていち早く超新星を発見できるかもしれません。
（観測普及研究員

図２

図３

タイプやサブクラスの異なる天体のCIV/Ks輝線強度比。

10

銀河中心方向の観測領域。

図５ W51の 観 測領域（左：国立 天 文台岡山天体物理観 測所の近赤外線カメラで得られた近赤外線画像）。

11

高橋

英則）

はじめに

速度が非常に大きい、つまり恒星風が非常に強いこ大質量星は、そのエネルギーの大きさから銀河のとを意味しています。

エネルギー収支や星間物質に非常に大きな影響力をWR星は、主に可視光の輝線強度によって、いくつ持ちます。また、星からの質量放出は銀河の化学進

かのタイプに分類できます。窒素の輝線が強いものを化やダストの形成などにも重要な影響を与えます。大WN型、炭素の輝線が強いものをWC型、酸素の輝線

質量星の進化は理論・観測両面から研究されてきまが強いものをWO型と言います。さらに各元素の輝線したが、未だその理解は十分であるとは言えません。

で様々な電離の輝線強度の比によって、サブクラス（N

そこで中小口径望遠鏡に最適化された可視〜近赤やC,Oの後につく数字）に分類されます。高電離の輝外線装置を用いて、系統的に大質量星のスペクトルを線が強いものほど早期型で、サブクラスの数字が小さ

取得・分類を行い、今後の詳細研究のデータベースをいものになります。Conti等の恒星進化のシナリオに構築するという計画を進めています。その一つとしてよれば、太陽質量の約25倍以上の重たい恒星は主系

核崩壊 型超 新星の母天体であるWC型Wolf-Rayet

列から離れ、後主系列星期を経る際にWR星の形態（ウォルフ・ライエ：WR）星の探索を行っています。

を通過し、やがて超新星爆発を起こします。
WR星の観測的発見からは150年ほどで、これまで

1に恒星風のメカニズムや質量放出の推定、また様々

Wolf-Rayet星とは？
Wolf-Rayet星（WR星）とは、大質量星の水素のな恒 星の進化モデルとの比較などがなされてきまし外層が恒星風によって吹き飛ばされ、高温の恒星内た。また近年には近赤外線による広域探査も行われ部が露出した星るようになってきましたが、その素性の解明にはまだと考えられて い

未解決の問題も多くあります。初期質量によって進化ます。大 質 量 星

過程はおおよそ決まりますが、星風による質量放出の一生の最終段

率は金属量などが原因で異なり、WR星を含む大質階 であり、超 新量星の後期進化についてはまだ謎が多くあります。ま星 爆 発を 経て、た、銀河系内で観測・同定されているWR星の数が、その一生を終え

モデルと一致しないという事実もあります。銀河系内ます（図1）。観

の星や金属量の分布などを考慮すると、系内におよ測的特 徴は、幅

そ3,000個のWR星が存在すると推定されますが、実の 広 い ヘリウ際に検出されているのは約300個に過ぎません。さらム、窒 素 、炭 素に、WR星の終焉と思われている超新星爆発は、1〜などの輝線 スペ3個/10 0年と予想されますが、実際にはここ10 0 0年

クトル で、こ れ間に銀河系内で確認されている超新星はわずか５個

は大気の運動しかありません。

1色

近赤外分光観測の有効性と観測システムの構築れます。現在、このCIVフィルターはぐんま天文台近赤待されている領 域 で す。また、2 0 0 9 年に引き続き観測される数が少ない原因として、大質量星は減外線カメラ、およびチリ・アタカマにある東京大学所有

A N I Rでの観測も継続しています。天の川銀河と異光の大きな領域で誕 生することが多く、さらに大質の1m望遠鏡（mini TAO）搭載近赤外カメラ（ANIR :

なった環境での大質量星の誕生・進化を調べるため

量ゆえに寿命が短く、一生を埋もれたまま過ごすた

Atacama Near-InfraRed camera）に搭載されていに、大マゼラン雲の中でも特に星形成が活発な3 0

め、可視光では観測される確率が低くなる、つまり、ます。

Dorという領域を観測しています（図６）。ここは赤外

２線天文衛星あかりで遠 赤外分 光観測が行われてお大きな減光によって埋もれて見えていない可能性が考えられます。このようなWR星を見つけ出すには、波３り、大質量星のトレーサーとなる輝線（２階電離酸素

観測
試験的な観測は、2009年6月ANIRを使って始めら［OIII］88μm）でのマップが得られています。またれました。対象天体は、比較的減光が大きく（可視でNASAスピッツァー宇宙望遠鏡での中間赤外線で、まず、可視光の輝線によってサブクラスが決められ約30等級！）、可視では詳細な分類が困難な銀河中心大質量星によって暖められていると考えられているている天体について、赤外線輝線でも同等にサブクラ

方 向の星 形 成領 域［Q u i nt u p l et（通 称：五つ 子星

スを同定できるかどうかを検証し、有意にそれが可能団）］、［いて座A*（Sagittarius A*）：図３］です。このであることを示しました。さらに、3階電離した炭素イ

領域は大質量星形成が盛んであり、WR星の存在も期待されます。以上これらの領域については、現在詳細オンが放射する輝線（CIV: 2.076μm）と近赤外線Ks

待されている場所です。Quintupletでは、WR星と同定

で丁寧な解析を進めています。

バンド（2〜2.3μm）の強度比を使うと、早期型WC型されている17天体を、SgrA*ではWR星と同定されていWR星を効率的且つ高い精度でピックアップできるこる42天体のうち20天体について解析を行いました。こともこれまでの観測データを調べてわかりました（図こで、2.07μm（CIV）と2.15μm（Ksバンドの中心波２）。多くの星はこの比がおよそ0.13になるのに対し、長）の波長の違いによる減光量の補正を行っていま

早期型のWC型WR星はCIV輝線が強いため、有意にす。これまでの観測で星の同定やタイプはある程度大きな値になるのです。逆に多くの星が一定値を取る

わかっていましたが、詳細なサブクラスは厳密には確という特性を利用すると、観測される領域の空間的な定していませんでした。この 結果、Q u i nt u p l et、「減光量」も推定できることもこの手法の大きな特徴

SgrA*ともにある天体のCIV/Ks比が有意に大きな値の一つです（減光量が大きくなると［CIV/Ks］の値がを示すことがわかり、これはWC8より早期型のWR星小さくなる）。

であることが示唆される結果です（図4-1,2）。大質量

長が可視光より長く、減光に強い赤外線による探索が有効になります。

図４の１ 五つ子星団領域で観測された天体のCIV/Ks輝線強度比（縦軸）。横軸は異なる星のタイプ、サブクラス。

WR星のような大質量星が埋もれて存在していると期

図６ LMC/30 Dorの観測領域 。四角がANIRで観測された
領 域 。背 景 のマップ はスピッツァーによる中 間 赤 外 24μmイ
メージ。短冊状の部分があかり／遠 赤外フーリエ分 光 器による観測領域。

図４の２： いて座 A* 領域 で観 測された 天 体 の CIV/ Ks輝 線
強度比。縦軸、横軸は図４の１に同じ。

このような結果を受けて、我々は検出効率の高いこ星クラスター内のWR星の比率（WR星/ WO型星おれまでにないフィルターシステムの構築を行いました。

よびWC型/WN型）は、クラスターの年齢とも密接に妥当な値です。つまり、この手法が早期型のWR星のこのフィルターと大きなフォーマットの赤外線カメラを関係しますが、銀河中心領域の場合、今回の結果はピックアップに有効な手段であるという証明になりま組み合わせることで、空間的な分光イメージを撮るこホットダストの分布も得られています。この領域には

４

今後の展開
本研究はWC型WR星（初期質量の上限に近い天体）のピックアップを第一目的とした観測が主体でした。

とができます。分光は通常個々の天体について行われ次に本格的な探索として、系内大質量星形成領域

す。今後はさらに多くの星を見つけ出すべく、他の大ますが、この手法では広い領域（にある天体）を一度W51の観測をぐんま天文台で行いました（図5）。こ質量星形成領域の観測を継続していく予定です。さに調べることが出来、格段に高い観測効率が実現さの領域は過去に多くの観測がなされており、1）活発らに、この手法で見つかった天体について詳細な分な星形成、2）減光量が大きい、3）YSOから大質量

光観測を行い、その性質や他のタイプ、異なるサブク星まで質量・年齢において多種多様の星が 存 在す

ラスの天体との比較も計画しています。これにより、る、などの理由から、埋もれた大質量星の存在が期大質量星の形成や進化、さらにそれらを含む星形成領域について、新しい知見が明らかになることでしょう。さらに長期的は、このような天体を含む領域のモ
ニタリング観測を継続することで、世界に先駆けていち早く超新星を発見できるかもしれません。
（観測普及研究員

図２

図３

タイプやサブクラスの異なる天体のCIV/Ks輝線強度比。

10

銀河中心方向の観測領域。

図５ W51の 観 測領域（左：国立 天 文台岡山天体物理観 測所の近赤外線カメラで得られた近赤外線画像）。

11

高橋

英則）

1色

4色

が飛び交う。気持ちは私も同じ。だがじっと待つしか

皆既日食を追いかけて〜 2010年7月 イースター島 皆既日食〜

ない。とうとう第３接触を迎えた。２度目のダイヤモン
ドリングは薄雲の中。雲が過ぎ去ったのはその直後だった。

2009年７月22日、私は中国の上海から西へ400km

認し、シャッターを

皆既継続時間４分41秒のうち、撮影できたのは半ほど入った安徽省銅陵市郊外にいた。生まれて初め切った。「晴れてく分以下。確かに悔しさは残った。しかし、やり終えたての皆既日食を見るために。だが 梅雨前線の影 響

れ …。」前 年 の 悪

満足感のほうが遥かに大きかった。まだ欠けているで、旅行中のこの日だけ曇られた。失意の帰国。笑顔夢 が 脳 裏 をよぎ太陽を眺めながら、こみ上げる涙を抑えることができを取り戻すのにどれだけ時間を費やしただろう。「こ

る。

なかった。

７月11日、皆既日のままでは納得できない…。」秋風が吹く頃、イース

食 当日。未 明３時

ター島皆既日食撮影への挑戦を決意した。

再確認したあの夏を、私は一生忘れない。

に 起 床 。夜半まで

地球を半周）を超える移動の末に、イースター島マタの土砂降りが、いくが、皆既の始まりからおよそ２分後、大きな雲のか

ベリ国際空港に降り立った。小雨がぱらつく中、雲のらか 小 やみ になったまりが黒い太陽を隠してしまった。悲鳴にも似た声

切れ間から南十字星が見え隠れしていたが、心はすていた。「大マゼラでに皆既の瞬間へと飛んでいた。宿に着き、すぐに機ン 雲 … 。晴 れ 間

材を組み立て、動作 確認。自作減光フィルターの一だ。」アナケナビー
チへ 移動。強 風が常無し。

吹き荒 れ 、時 折スの仲間たちとの出会い、そして挑戦することの意味をし画像処理

現地時間７月９日22時2 6分、空路で約２万 ㎞（＝

部を破損していたが、予備部品で修復。その他は異７月15日、酷暑の日本に帰国。感動を共にしたあ

図3 皆既中のコロナ
内部コロナから外部コロナまで露出時間を変えて撮影した画像を合成

図2 プロミネンス
ダイヤモンドの輝きの向こうに、美しいプ

（指導主事

新井

寿）

鏡の環境

ロミネンスが隠れていた。

ぐんま天文台の150cm望遠鏡では、望遠鏡の精度

クの間は、ほぼ一直線に変化していきます。これは1

７月10日、島内観光を兼ねて、他のツアー参加者

コールに見舞われる中、撮影機材を組んだ。空が白を最大限保つため、また使用条件の判断のため、観日当たりの変化率が常にほぼ一定であることを意味（のちにチーム・イースターと呼ぶようになる仲間た

み始め、はちぶんぎ座の星々が消えかかる寸前に赤測ベースやドーム内の気温、大気 圧などの気象情報

しています。夏場でも最高気温が摂氏30度を越えるち）とともに観測場所の下見を実施。最終的に選ばれ

道儀（天体の動きを正確に追うための望遠鏡の機械を随時測定しています。気象データは一時間毎に記ことは稀で、真冬でも氷点下10度を下回ることは滅た場所は、島北部のアナケナビーチ。アフ・ナウナウ

部分）のセッティングをどうにか完了。やがて東の地

録され、2000年から今日までの記録が保存されてい多にありません（※１）。特に、真夜中前後に記録すのモアイ像の前。皆既の瞬間、モアイの列の真上に黒平線に太陽が顔をのぞかせた。久々に見る太陽の輝ます。

る冬 場の最 低 気 温は、高山 村の集落ほど低くならい太陽が輝くのはこの地点だけだ。皆既帯の中心線

き。我々の背後に大きな虹のアーチが架かった。「行に近いので、皆既の継続時間も長い。ロケーションはける!!」

図1は20 0 0年2月24日から2010年12月31日迄の約ず、冬の天文台は意外に穏やかな気候だと言う事が10年間の気温の記録です。毎年、8月頃に年間最高できるかもしれません。ただし、冬季の北風は非常に申し分ない。問題は天候…。現地は雨季。晴天に恵ま第１接触。いよいよ始まった。地元の人たちが私の

気温のピークを迎え、1月半ば頃に最低気温を記録し強く、台風が直撃した時に匹敵する強風が吹く事もれる可能性は元々低い。一瞬雲が薄くなり、小雨のビデオカメラの後ろに列を作り、モニターに映る欠けます。10年間なので10個の山と谷がありますが、よく珍しくありません（※２）。

中で太陽の輪郭が見えた。カメラを構えて構図を確た太陽の姿を代わる代わる撮影していく。面白い光見ると正弦波的な変化ではなく、最高と最低のピー

図1 ダイヤモンドリング（第２接触）
月面のクレーターの谷間から漏れた最後の光が見せる輝き。すでにコ景だ。時折薄雲に隠されながらも順調に欠けていく

けて乾燥した日が多く、観測に適した夜がこの時期太陽の姿に、興奮と緊張が高まっていく。やがて風に多いと言う経験と一致しています。一方、5月頃からがやみ、鳥のさえずりも途絶えた。そして第２接触。

9月末にかけては湿度が高く、天体観測には絶望的

減光フィルターを外すと、レンズの向こうに美しいベイな日々が続きます。夏休みに天体観望ができるのは、

リービーズ（月面のクレーターの谷間から光が漏れ、かなり幸運に恵まれた場合だと言えますが、日中でも数珠玉のように光が連なって見える現象）が見えた。

3 0度をまず越えることは稀なので、爽やかな高原のその光の粒が見る見るうちに消え去り、最後の光が空気の中での避暑には絶好の環境だと言えます。

残った。ダイヤモンドリングだ。夢中でシャッターを切ところで、この150cm望遠鏡の主鏡には温度センる。ダイヤの輝きが消えたその場所に、立派なプロミサーが取り付けられており、常時監視・記録をしていネンスが姿を現した。そして初めて見る真珠色のコロます（図２）。これは望遠鏡を使う際に「結露」しな

ナの光 芒。シャッタースピードを変えながら連 続 撮

12

もちろん、主鏡温 度のほることを意味しています。これは9 0 0kgもあるガラス

うが 高くても湿度との関製の主鏡の熱容量が大きく、冷えにくく、温まりにくい係で主鏡が結露してしまためです。天候などの気象条件ももちろんですが、こうことがあります。一旦のような機械的な条件も望遠鏡の使用には非常に重結露してしまうと、観望・要になってくるのです。
（観測普及研究員高橋英則）

でなく、さらに汚れが 付着する危険性があり、絶対に避けなければなりません。
前述の 温 度 記 録と主鏡温度を同時に見たのが図３です。これを見ると、両者の温度が同じではないことがわかります。観望会
や観測のためにドームスリットを開けた後、外気温に追従して主鏡温度も下がってきますが、すぐに同じ温度になる訳ではなく、数時間の遅延があることがわか
はすぐに温まらず冷えたままで、結露の危険性があ（ドーム内温度）より主鏡の温度が低かった場合は131色ります。また、夜が明けて日中気温が上がっても主鏡いかどうかを確認するためです。望遠鏡周辺の気温
図1 2000年からの気温の変化

影。ビデオカメラも順調に動いている。

ロナやプロミネンスが見えている。

観察ができなくなるだけ

湿度の記録を見ると、10月下旬から12月半ばにか※１：ちなみに記録されている最高気温は、2001年7月23日午後1時で33.7度、最低気温は2006年2月4日午前4時で-10.7度です。
※２：最大瞬間風速の最高記録は20.4m/s（2008年2月23日）

1色

4色

が飛び交う。気持ちは私も同じ。だがじっと待つしか

皆既日食を追いかけて〜 2010年7月 イースター島 皆既日食〜

ない。とうとう第３接触を迎えた。２度目のダイヤモン
ドリングは薄雲の中。雲が過ぎ去ったのはその直後だった。

2009年７月22日、私は中国の上海から西へ400km

認し、シャッターを

皆既継続時間４分41秒のうち、撮影できたのは半ほど入った安徽省銅陵市郊外にいた。生まれて初め切った。「晴れてく分以下。確かに悔しさは残った。しかし、やり終えたての皆既日食を見るために。だが 梅雨前線の影 響

れ …。」前 年 の 悪

満足感のほうが遥かに大きかった。まだ欠けているで、旅行中のこの日だけ曇られた。失意の帰国。笑顔夢 が 脳 裏 をよぎ太陽を眺めながら、こみ上げる涙を抑えることができを取り戻すのにどれだけ時間を費やしただろう。「こ

る。

なかった。

７月11日、皆既日のままでは納得できない…。」秋風が吹く頃、イース

食 当日。未 明３時

ター島皆既日食撮影への挑戦を決意した。

再確認したあの夏を、私は一生忘れない。

に 起 床 。夜半まで

地球を半周）を超える移動の末に、イースター島マタの土砂降りが、いくが、皆既の始まりからおよそ２分後、大きな雲のか

ベリ国際空港に降り立った。小雨がぱらつく中、雲のらか 小 やみ になったまりが黒い太陽を隠してしまった。悲鳴にも似た声

切れ間から南十字星が見え隠れしていたが、心はすていた。「大マゼラでに皆既の瞬間へと飛んでいた。宿に着き、すぐに機ン 雲 … 。晴 れ 間

材を組み立て、動作 確認。自作減光フィルターの一だ。」アナケナビー
チへ 移動。強 風が常無し。

吹き荒 れ 、時 折スの仲間たちとの出会い、そして挑戦することの意味をし画像処理

現地時間７月９日22時2 6分、空路で約２万 ㎞（＝

部を破損していたが、予備部品で修復。その他は異７月15日、酷暑の日本に帰国。感動を共にしたあ

図3 皆既中のコロナ
内部コロナから外部コロナまで露出時間を変えて撮影した画像を合成

図2 プロミネンス
ダイヤモンドの輝きの向こうに、美しいプ

（指導主事

新井

寿）

鏡の環境

ロミネンスが隠れていた。

ぐんま天文台の150cm望遠鏡では、望遠鏡の精度

クの間は、ほぼ一直線に変化していきます。これは1

７月10日、島内観光を兼ねて、他のツアー参加者

コールに見舞われる中、撮影機材を組んだ。空が白を最大限保つため、また使用条件の判断のため、観日当たりの変化率が常にほぼ一定であることを意味（のちにチーム・イースターと呼ぶようになる仲間た

み始め、はちぶんぎ座の星々が消えかかる寸前に赤測ベースやドーム内の気温、大気 圧などの気象情報

しています。夏場でも最高気温が摂氏30度を越えるち）とともに観測場所の下見を実施。最終的に選ばれ

道儀（天体の動きを正確に追うための望遠鏡の機械を随時測定しています。気象データは一時間毎に記ことは稀で、真冬でも氷点下10度を下回ることは滅た場所は、島北部のアナケナビーチ。アフ・ナウナウ

部分）のセッティングをどうにか完了。やがて東の地

録され、2000年から今日までの記録が保存されてい多にありません（※１）。特に、真夜中前後に記録すのモアイ像の前。皆既の瞬間、モアイの列の真上に黒平線に太陽が顔をのぞかせた。久々に見る太陽の輝ます。

る冬 場の最 低 気 温は、高山 村の集落ほど低くならい太陽が輝くのはこの地点だけだ。皆既帯の中心線

き。我々の背後に大きな虹のアーチが架かった。「行に近いので、皆既の継続時間も長い。ロケーションはける!!」

図1は20 0 0年2月24日から2010年12月31日迄の約ず、冬の天文台は意外に穏やかな気候だと言う事が10年間の気温の記録です。毎年、8月頃に年間最高できるかもしれません。ただし、冬季の北風は非常に申し分ない。問題は天候…。現地は雨季。晴天に恵ま第１接触。いよいよ始まった。地元の人たちが私の

気温のピークを迎え、1月半ば頃に最低気温を記録し強く、台風が直撃した時に匹敵する強風が吹く事もれる可能性は元々低い。一瞬雲が薄くなり、小雨のビデオカメラの後ろに列を作り、モニターに映る欠けます。10年間なので10個の山と谷がありますが、よく珍しくありません（※２）。

中で太陽の輪郭が見えた。カメラを構えて構図を確た太陽の姿を代わる代わる撮影していく。面白い光見ると正弦波的な変化ではなく、最高と最低のピー

図1 ダイヤモンドリング（第２接触）
月面のクレーターの谷間から漏れた最後の光が見せる輝き。すでにコ景だ。時折薄雲に隠されながらも順調に欠けていく

けて乾燥した日が多く、観測に適した夜がこの時期太陽の姿に、興奮と緊張が高まっていく。やがて風に多いと言う経験と一致しています。一方、5月頃からがやみ、鳥のさえずりも途絶えた。そして第２接触。

9月末にかけては湿度が高く、天体観測には絶望的

減光フィルターを外すと、レンズの向こうに美しいベイな日々が続きます。夏休みに天体観望ができるのは、

リービーズ（月面のクレーターの谷間から光が漏れ、かなり幸運に恵まれた場合だと言えますが、日中でも数珠玉のように光が連なって見える現象）が見えた。

3 0度をまず越えることは稀なので、爽やかな高原のその光の粒が見る見るうちに消え去り、最後の光が空気の中での避暑には絶好の環境だと言えます。

残った。ダイヤモンドリングだ。夢中でシャッターを切ところで、この150cm望遠鏡の主鏡には温度センる。ダイヤの輝きが消えたその場所に、立派なプロミサーが取り付けられており、常時監視・記録をしていネンスが姿を現した。そして初めて見る真珠色のコロます（図２）。これは望遠鏡を使う際に「結露」しな

ナの光 芒。シャッタースピードを変えながら連 続 撮

12

もちろん、主鏡温 度のほることを意味しています。これは9 0 0kgもあるガラス

うが 高くても湿度との関製の主鏡の熱容量が大きく、冷えにくく、温まりにくい係で主鏡が結露してしまためです。天候などの気象条件ももちろんですが、こうことがあります。一旦のような機械的な条件も望遠鏡の使用には非常に重結露してしまうと、観望・要になってくるのです。
（観測普及研究員高橋英則）

でなく、さらに汚れが 付着する危険性があり、絶対に避けなければなりません。
前述の 温 度 記 録と主鏡温度を同時に見たのが図３です。これを見ると、両者の温度が同じではないことがわかります。観望会
や観測のためにドームスリットを開けた後、外気温に追従して主鏡温度も下がってきますが、すぐに同じ温度になる訳ではなく、数時間の遅延があることがわか
はすぐに温まらず冷えたままで、結露の危険性があ（ドーム内温度）より主鏡の温度が低かった場合は131色ります。また、夜が明けて日中気温が上がっても主鏡いかどうかを確認するためです。望遠鏡周辺の気温
図1 2000年からの気温の変化

影。ビデオカメラも順調に動いている。

ロナやプロミネンスが見えている。

観察ができなくなるだけ

湿度の記録を見ると、10月下旬から12月半ばにか※１：ちなみに記録されている最高気温は、2001年7月23日午後1時で33.7度、最低気温は2006年2月4日午前4時で-10.7度です。
※２：最大瞬間風速の最高記録は20.4m/s（2008年2月23日）

ぐんま天文台の150cm望遠鏡では、望遠鏡の精度

クの間は、ほぼ一直線に変化していきます。これは1を最大限保つため、また使用条件の判断のため、観日当たりの変化率が常にほぼ一定であることを意味

測ベースやドーム内の気温、大気 圧などの気象情報

しています。夏場でも最高気温が摂氏30度を越えるを随時測定しています。気象データは一時間毎に記ことは稀で、真冬でも氷点下10度を下回ることは滅録され、2000年から今日までの記録が保存されてい多にありません（※１）。特に、真夜中前後に記録すます。

る冬 場の最 低 気 温は、高山 村の集落ほど低くなら

図1は20 0 0年2月24日から2010年12月31日迄の約ず、冬の天文台は意外に穏やかな気候だと言う事が10年間の気温の記録です。毎年、8月頃に年間最高できるかもしれません。ただし、冬季の北風は非常に

気温のピークを迎え、1月半ば頃に最低気温を記録し強く、台風が直撃した時に匹敵する強風が吹く事もます。10年間なので10個の山と谷がありますが、よく珍しくありません（※２）。
湿度の記録を見ると、10月下旬から12月半ばにか見ると正弦波的な変化ではなく、最高と最低のピー

けて乾燥した日が多く、観測に適した夜がこの時期に多いと言う経験と一致しています。一方、5月頃から9月末にかけては湿度が高く、天体観測には絶望的な日々が続きます。夏休みに天体観望ができるのは、
かなり幸運に恵まれた場合だと言えますが、日中でも3 0度をまず越えることは稀なので、爽やかな高原の空気の中での避暑には絶好の環境だと言えます。
ところで、この150cm望遠鏡の主鏡には温度センサーが取り付けられており、常時監視・記録をしています（図２）。これは望遠鏡を使う際に「結露」しな
いかどうかを確認するためです。望遠鏡周辺の気温（ドーム内温度）より主鏡の温度が低かった場合は1色

もちろん、主鏡温 度のほることを意味しています。これは9 0 0kgもあるガラス

生徒が実際の天体た。そのためか、観望会が終わった後の部員たちにうが 高くても湿度との関製の主鏡の熱容量が大きく、冷えにくく、温まりにくいの姿に触れる機 会

は、今後に向けての情熱が感じられました。課題は多係で主鏡が結露してしまためです。天候などの気象条件ももちろんですが、こが 増えれ ばと考えくありましたが、ぜひ頑張ってほしいと思いました。

うことがあります。一旦のような機械的な条件も望遠鏡の使用には非常に重ます。そ の 成 果 のそして2年目の今年も観望会が開催されることにな

結露してしまうと、観望・要になってくるのです。

一 つとして、ぐんま

り、今年も支援できる機会をいただきました。今年の天文台の支 援が観望会は広報にも力が入り、参加希望者はなんと昨年

でなく、さらに汚れが 付

きっか け で、天 体度の倍になりました。昨年度の経験が生かされ、内容着する危険性があり、絶望遠 鏡が大いに活も驚くほど進歩していました。天体の説明のポスター

対に避けなければなりま

用されて いる群 馬が充実し、それに伴って部員たちの知識も身に付き、せん。

県立 太 田 高 等 学 校

参加者に説明できる内容が格段に増えていました。特前述の 温 度 記 録と主（以下太 田 高 校 ）に木星の衛星の説明は参加者に好評でした。また、天鏡温度を同時に見たのが図３です。これを見ると、両の 事 例を紹 介しま

文クイズにかなり力を入れており、子どもたちを楽し

者の温度が同じではないことがわかります。観望会

す。

ませるための企画は高校生ならではの発想でした。

（観測普及研究員

観察ができなくなるだけ

図2

鏡の 温 度をモニターした 測

定器具

高橋

英則）

や観測のためにドームスリットを開けた後、外気温に追従して主鏡温度も下がってきますが、すぐに同じ温図3

2007年4月ころの鏡の温度、鏡の周囲の温度、結露する温度度になる訳ではなく、数時間の遅延があることがわか※１：ちなみに記録されている最高気温は、2001年7月23日午後1時で33.7度、最低気温は2006年2月4日午前4時で-10.7度です。
※２：最大瞬間風速の最高記録は20.4m/s（2008年2月23日）

ります。また、夜が明けて日中気温が上がっても主鏡はすぐに温まらず冷えたままで、結露の危険性があ

天文授業サポート事業
望遠鏡メンテナンス事例紹介 〜群馬県立太田高校の場合〜

太田高校の天体望遠鏡は屋上のドーム内に設置され実際、クイズはかなり好評でした。夜の活動が制限さています。30cmのカセグレン式反射望遠鏡に15cmとれる学校の部活動では、どうしても十分な観測経験

9cmの屈折式望遠鏡が同架され、これらがモーター駆が積めず望遠鏡操作技能はもう一歩なため、必要に動（赤経のみ）のドイツ式赤道儀に積載されています。

応じて天文台職員が導入を支援しましたが、今後観最初に担当の先生から聞いた話では、しばらく使

測経験を積めば、観望会の支援はほとんどいらなく

われていなかったらしく、動くかどうかさえわかりまなるかもしれません。ぜひ、太田高校天体気象部のせんでした。伺ってみると、かなり埃をかぶり薄汚れ

伝統として、今後も継続し、地域の行事として根付いていました。しかし、望遠鏡のふたを外してみると、てほしいと思います。

中は意外ときれいで、屈折式望遠鏡のレンズも汚れ

このような立派な観望会を開催した太田高校天体ているだけでした。赤道儀もきちんと動作したので、

気 象部の部員と担当の先 生の情熱に敬 意を表しま「これなら復活できる！」と確信しました。

す。そして、このような素晴らしい取り組みに、ぐんま

平成20・21年度にぐんま天文台が実施した学校のそこで、ぐんま天文台では、天文授業サポート事業

後日改めて訪問し、調整を開始しました。3 0cm主天文台が関われたことを大変うれしく思います。これ

天体望遠鏡の所有と利用に関する調査の結果によるの一環として、学校所有の天体望遠鏡のメンテナンス

望遠鏡の光軸調整、15cm望遠鏡、9cm望遠鏡のレンからももっと天文の素晴らしさを知ってもらえるようと、回答を得た小学校の79％、中学校の87％、高校を平成21年度から実施しています。天文台の支援に

ズ清掃、3つの望遠鏡とファインダーの指向調整、赤道に、学校の天体望遠鏡の有効利用を支援したいと考の69%が天体望遠鏡を所有していました。ただ、所有より天体望遠鏡の利用が進み、少しでも多くの児童・

儀のクランプ部調整、アイピースの清掃などを経て、望えます。

している学校のうち、実際に利用して遠鏡は無事、観望できるようになりました。天体気象

いるのは小学校ではわずか17%、中学部の部員たちはその見え味にいたく感動したようでし

校は 6 9 % 、高 校は1 8 %で、望 遠 鏡はた。

あっても利用されていないのが実態でその後、天体気象部ではこの望遠鏡を使って小学した。その理由は、「天体望遠鏡が故生を対象にした観望会をする計画を思い立ちました。

障や破損、部品不備などで使える状態

自分たちの感動を他の人にも伝えたかったのでしょでない」、あるいは「使えるのか分からう。担当の先生から観望会支援の依頼があり、お手ない」が最も多く「利用する時間や機伝いさせていただくことになりました。

会がない」、「操作の仕方が分からな

昨年度の観望会は、初めてということもあり、準備い」と続きました。天体望遠鏡のメンテや当日の運営の段取りにかなり苦労したようでした。

ナンスなど 支 援することで、今後有効

部員の 技 能や知 識は未 熟で、天体を導入はもちろに利用できる可能性が高いことがうかん、天体の説明もまだまだでした。しかし、見る機会がえます。

の少ない天体の姿に触れられた参加者には好評でし

14

（指導主事

写真提供：群馬県立太田高等学校

15

倉林

勉）

ぐんま天文台の150cm望遠鏡では、望遠鏡の精度

クの間は、ほぼ一直線に変化していきます。これは1を最大限保つため、また使用条件の判断のため、観日当たりの変化率が常にほぼ一定であることを意味

測ベースやドーム内の気温、大気 圧などの気象情報

しています。夏場でも最高気温が摂氏30度を越えるを随時測定しています。気象データは一時間毎に記ことは稀で、真冬でも氷点下10度を下回ることは滅録され、2000年から今日までの記録が保存されてい多にありません（※１）。特に、真夜中前後に記録すます。

る冬 場の最 低 気 温は、高山 村の集落ほど低くなら

図1は20 0 0年2月24日から2010年12月31日迄の約ず、冬の天文台は意外に穏やかな気候だと言う事が10年間の気温の記録です。毎年、8月頃に年間最高できるかもしれません。ただし、冬季の北風は非常に

気温のピークを迎え、1月半ば頃に最低気温を記録し強く、台風が直撃した時に匹敵する強風が吹く事もます。10年間なので10個の山と谷がありますが、よく珍しくありません（※２）。
湿度の記録を見ると、10月下旬から12月半ばにか見ると正弦波的な変化ではなく、最高と最低のピー

けて乾燥した日が多く、観測に適した夜がこの時期に多いと言う経験と一致しています。一方、5月頃から9月末にかけては湿度が高く、天体観測には絶望的な日々が続きます。夏休みに天体観望ができるのは、
かなり幸運に恵まれた場合だと言えますが、日中でも3 0度をまず越えることは稀なので、爽やかな高原の空気の中での避暑には絶好の環境だと言えます。
ところで、この150cm望遠鏡の主鏡には温度センサーが取り付けられており、常時監視・記録をしています（図２）。これは望遠鏡を使う際に「結露」しな
いかどうかを確認するためです。望遠鏡周辺の気温（ドーム内温度）より主鏡の温度が低かった場合は1色

もちろん、主鏡温 度のほることを意味しています。これは9 0 0kgもあるガラス

生徒が実際の天体た。そのためか、観望会が終わった後の部員たちにうが 高くても湿度との関製の主鏡の熱容量が大きく、冷えにくく、温まりにくいの姿に触れる機 会

は、今後に向けての情熱が感じられました。課題は多係で主鏡が結露してしまためです。天候などの気象条件ももちろんですが、こが 増えれ ばと考えくありましたが、ぜひ頑張ってほしいと思いました。

うことがあります。一旦のような機械的な条件も望遠鏡の使用には非常に重ます。そ の 成 果 のそして2年目の今年も観望会が開催されることにな

結露してしまうと、観望・要になってくるのです。

一 つとして、ぐんま

り、今年も支援できる機会をいただきました。今年の天文台の支 援が観望会は広報にも力が入り、参加希望者はなんと昨年

でなく、さらに汚れが 付

きっか け で、天 体度の倍になりました。昨年度の経験が生かされ、内容着する危険性があり、絶望遠 鏡が大いに活も驚くほど進歩していました。天体の説明のポスター

対に避けなければなりま

用されて いる群 馬が充実し、それに伴って部員たちの知識も身に付き、せん。

県立 太 田 高 等 学 校

参加者に説明できる内容が格段に増えていました。特前述の 温 度 記 録と主（以下太 田 高 校 ）に木星の衛星の説明は参加者に好評でした。また、天鏡温度を同時に見たのが図３です。これを見ると、両の 事 例を紹 介しま

文クイズにかなり力を入れており、子どもたちを楽し

者の温度が同じではないことがわかります。観望会

す。

ませるための企画は高校生ならではの発想でした。

（観測普及研究員

観察ができなくなるだけ

図2

鏡の 温 度をモニターした 測

定器具

高橋

英則）

や観測のためにドームスリットを開けた後、外気温に追従して主鏡温度も下がってきますが、すぐに同じ温図3

2007年4月ころの鏡の温度、鏡の周囲の温度、結露する温度度になる訳ではなく、数時間の遅延があることがわか※１：ちなみに記録されている最高気温は、2001年7月23日午後1時で33.7度、最低気温は2006年2月4日午前4時で-10.7度です。
※２：最大瞬間風速の最高記録は20.4m/s（2008年2月23日）

ります。また、夜が明けて日中気温が上がっても主鏡はすぐに温まらず冷えたままで、結露の危険性があ

天文授業サポート事業
望遠鏡メンテナンス事例紹介 〜群馬県立太田高校の場合〜

太田高校の天体望遠鏡は屋上のドーム内に設置され実際、クイズはかなり好評でした。夜の活動が制限さています。30cmのカセグレン式反射望遠鏡に15cmとれる学校の部活動では、どうしても十分な観測経験

9cmの屈折式望遠鏡が同架され、これらがモーター駆が積めず望遠鏡操作技能はもう一歩なため、必要に動（赤経のみ）のドイツ式赤道儀に積載されています。

応じて天文台職員が導入を支援しましたが、今後観最初に担当の先生から聞いた話では、しばらく使

測経験を積めば、観望会の支援はほとんどいらなく

われていなかったらしく、動くかどうかさえわかりまなるかもしれません。ぜひ、太田高校天体気象部のせんでした。伺ってみると、かなり埃をかぶり薄汚れ

伝統として、今後も継続し、地域の行事として根付いていました。しかし、望遠鏡のふたを外してみると、てほしいと思います。

中は意外ときれいで、屈折式望遠鏡のレンズも汚れ

このような立派な観望会を開催した太田高校天体ているだけでした。赤道儀もきちんと動作したので、

気 象部の部員と担当の先 生の情熱に敬 意を表しま「これなら復活できる！」と確信しました。

す。そして、このような素晴らしい取り組みに、ぐんま

平成20・21年度にぐんま天文台が実施した学校のそこで、ぐんま天文台では、天文授業サポート事業

後日改めて訪問し、調整を開始しました。3 0cm主天文台が関われたことを大変うれしく思います。これ

天体望遠鏡の所有と利用に関する調査の結果によるの一環として、学校所有の天体望遠鏡のメンテナンス

望遠鏡の光軸調整、15cm望遠鏡、9cm望遠鏡のレンからももっと天文の素晴らしさを知ってもらえるようと、回答を得た小学校の79％、中学校の87％、高校を平成21年度から実施しています。天文台の支援に

ズ清掃、3つの望遠鏡とファインダーの指向調整、赤道に、学校の天体望遠鏡の有効利用を支援したいと考の69%が天体望遠鏡を所有していました。ただ、所有より天体望遠鏡の利用が進み、少しでも多くの児童・

儀のクランプ部調整、アイピースの清掃などを経て、望えます。

している学校のうち、実際に利用して遠鏡は無事、観望できるようになりました。天体気象

いるのは小学校ではわずか17%、中学部の部員たちはその見え味にいたく感動したようでし

校は 6 9 % 、高 校は1 8 %で、望 遠 鏡はた。

あっても利用されていないのが実態でその後、天体気象部ではこの望遠鏡を使って小学した。その理由は、「天体望遠鏡が故生を対象にした観望会をする計画を思い立ちました。

障や破損、部品不備などで使える状態

自分たちの感動を他の人にも伝えたかったのでしょでない」、あるいは「使えるのか分からう。担当の先生から観望会支援の依頼があり、お手ない」が最も多く「利用する時間や機伝いさせていただくことになりました。

会がない」、「操作の仕方が分からな

昨年度の観望会は、初めてということもあり、準備い」と続きました。天体望遠鏡のメンテや当日の運営の段取りにかなり苦労したようでした。

ナンスなど 支 援することで、今後有効

部員の 技 能や知 識は未 熟で、天体を導入はもちろに利用できる可能性が高いことがうかん、天体の説明もまだまだでした。しかし、見る機会がえます。

の少ない天体の姿に触れられた参加者には好評でし

14

（指導主事

写真提供：群馬県立太田高等学校

15

倉林

勉）

34

NO.

ステラーライトや と春
やっやっと春がやってきました。
と 春 がや
がやっ
ってきま
ってきま
って
ました
した 。春眠暁を覚えずという通り、
春 眠暁
眠 暁 を覚 えず
眠暁を覚
えずとい
ずとい
という通
通り、
り、春は
春
春は暖かくて気分はなごみます
は 暖か
かくて
くて 気分
気 はな
はなごみ
な ごみ
みます
す
が、
が 実は
実 は 天体実は天体
天 観測にはつらい時期です。
観 測 には
観測には
観測
に つら
つら い時
い 時 期で期 で す。
す。原因の一つは、
原因の
原因
の一
一つ
つは
は 、読んでおられるみなさんのなか
読 んで
んで おら
おら れ
おられる
れる
る みな
み な さんさんのん のなのなかにも苦しんでいるかたがある、
あの花粉です。
ほかにも黄砂や春霞で空の透明度ががた
にも
も 苦し
苦し
しん
んで い
んで
いる
るかた
かた があ
がある、
る 、あの
る、
あの花粉
の 花粉
花 粉 です
です
す。
。ほ
か も黄
かに
も 黄 砂や
も黄砂や
砂や春
や春
春霞
霞 で空
空 の透
の 透 明度の透明
明 度 がががた
んと落ちます。
ん と 落ちんと
落 ち ますす。天 文台で見ていても、
文台
台で見
で 見てい
ていても
ても
も 、厳寒の極みの頃の空は宇宙空間にとびでたかのよ
厳 寒の
寒の極み
極 みの
極み
み の頃
の 頃 の空
の頃の空
の空は宇
は宇
宇 宙空
宙空間に
間に
にとび
び でた
で かの
か のよ
うに
に 青い
青 い 色を
色 をして
色をして
して いま
い ま すがす が 、ちょっと寒ょっと 寒 さが
が ゆる
ゆるみ
る み始
み 始 めた
み始めた
めたとた
たとた
た んに
ん に 青さ
んに青さ
青 が薄
れて いく
れていく
れて
いくの
の
うに青い色をしていますが、ちょっと寒さがゆるみ始めたとたんに青さが薄れていくのが わ かり
がわ
か ります
す。ど
うや
や ら今
今 年 のハイシーズンは終わりですが、
のハイ
ハ シー
シ ーズン
ズ ンは終
ン は終
は わり
わりです
す が、
が 、観望会はまだまだ続きま
観 望 会は観望
会 は まだ
会はまだまだまだ
ま だ 続きまだ
続 きま
きまがわかります。
どうやら今す。
これからは土星が主役、
夜遅
す。これ
れ から
らは土
は 土 星が星 主役
主 役、昨年よりは環が見やすくなっていることでしょう。
主役、
昨 年よ
年 よりは
は 環が
環が見や
見や
やすく
すくなっ
なってい
て るこ
る とで
とでしょ
しょう。
う。また、
ま た、夜
また
遅
くに起きておられる方は5月10日ころからしばらく、水星、火星、木星が明けの明星
く
くに
に 起き
起 きてお
起きてお
て おられ
ら れる方
る方は5
は5月1
は5
月1
月
10日
0 日ころ
ろから
らしば
し ばらく
らく、水
星 、火星
星、
、木
星が明け
星が
明け
け の明
の明星
星（金
（金
星）
星
）の近くに集まっているのが見えることでしょう。
の近くの近の近くに集まっているのが見
近く
くに
に 集ま
集まって
まって
っている
いる
い
る のが
が見 えるこ
ることで
とでしょ
しょう。
う。

★天 界 案 内★天
5月10〜20日頃
5月10〜2
月
20日頃
日頃

惑星集合
合（水星、金星、火星、木星、明けがた東の低空）

6月2日

部分日食
食（きわめて軽微）
（きわめ

6月16日

皆既月食
食

8月13日

ペルセウス座流星群極大（ただし満月直前）

10月9日

りゅう座流星群極大

12月10日日

皆既月食
食

12月14日日ふたご座流星群極大
ふたご座座流星群
群極大（ただし月明かりあり）

月の立体 視。左目で左の月を、右目で右の月を見ると立体的に見え、全体的には球体であることやクレーターの凹凸がわかる。観
望会などではクレーターの影の錯覚で立体的にみえる感じもする
が、立体視では満月（影ができない）でも立体感が生まれる。

★主 な 観 望 天 体★主惑星

土星（4月〜）（4月 ）星団

M13（球状星団）、M67
6月下旬〜）
M6
67（散開星団）、M11（散開星団、（散開

ついに見たぞ、皆既日食！！
皆既日食の連続撮影。イースター島・アナケナビーチ・アフナウナウの
モアイの前 で。南半球 なので、日周運 動は右（東）から北の空を 通って、左（西）へ。

惑星状星雲 M57、M57 M27（6月
（6月〜）
）
銀河

M51、M81、M82など

注：Mは「メシエ天体カタログ」の頭 文字で、108天体がリストされています。

台長室から眼視から写真、CCDへ特別寄稿

はやぶさ回収ミッションに参加して天体列伝

イトカワ 〜寄せ集めの小惑星〜

事業報告

昼間の星の観察会での金星観察
丸くてでこぼこな月 〜月の立体画像〜

観測報告

発行日 ■ 2011年3月

Wolf-Rayet（ウォルフ・ライエ）星
皆既日食を追いかけて 〜2010年7月

発 行 ■ 県立ぐんま天文台
天文授業サポート事業

電 話 ■ 0279−70−5300
F A X ■ 0279−70−5544
所在地 ■ 〒377−0702 群馬県吾妻郡高山村中山6860−86
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。
月の裏面の画像：NASA提 供

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イースター島皆既日食〜

望遠鏡メンテナンス事例紹介 〜群馬県立太田高校の場合〜