ステラーライト「ぐんま」の誇り─人が支える科学文化 小平桂一
施設紹介 エシェル分光器 (GAOES)
いろいろな眼で見た宇宙─電波天文学─

No.

観測報告 食連星 AU Ser の測光学的研究
団体予約利用天体列伝 私たちの太陽系
イベント報告

①

②

③

④

10

「 ぐ ん ま 」の 誇 り ─ 人 が 支 え る 科 学 文 化
小平桂一（総合研究大学長/元・国立天文台台長）

戦国武将の言葉として「人は石垣，人は城」が知られているが、今の世でも同じである。人の世にあっては何事をするにも、それをする「人」が基本にある。科学
でも教育でも行政でも変わらない。県立ぐんま天文台の素晴らしい点はたくさんあるが、私が一番高く評価しているのは、その職員配置である。建設計画の段階で、磯崎新先生が国立天文台を見学にみえたとき、「訪れる人々が、曇った日でも、天文台の佇まいに触れるだけで、人類と宇宙の繋がりが感じ取れるようなものにしてください」と、先生のご業績をよく勉強せずに勝手なことを申し上げてしまった。
もちろん、私が願った以上に先生は優れた設計をされた。また、県立ぐんま天文台の望遠鏡群とそれらに装備された観測機器も、抜群のものである。一線の研究ができるだけの装置が揃えてある。これも、「公共天文台だからこそ本物を」という教育精神に支えられて実現されたに違いない。しかし、こうした建物や設備を造り備えるのは、簡単とは言えないが、予算の余裕がある時に措置できない事はない。いわゆる「町村興し」政策で、多くの公共施設が造られたが、往々にして「物はできたが人が付かず、十分に機能していない」という話を耳にする。職員を恒常的に配置するには、予算措置に特別な苦心が要る。従って、造った施設にどのような職員配置をしているかを見れば、設置者がどれほどの意気込みでやっているかが一番良く分かる。県立ぐんま天文台には、古在台長のもとに清水参与、奥田副台長というキャリアのある専門家を配し、倉田氏以下、11名の若い教育研究職員を当てている。ここに挙げた15名のうちには教員が2名、理学博士が9名いて、レベルが非常に高いのも特徴である。教育研究職員と共に欠かせない大切な事務職員も、高橋副台長、佐藤総務課長以下総勢7名が配置されている。このような本格的な人員配置
は、県知事の構想を受けて苦心された関係者の熱意の現れであり、初代総務課長の下田明英氏や教員の倉田巧氏の大変なご努力の結果であろうと思われる。これだけの大きな期待と配慮の下に活動している県立ぐんま天文台は、古在台長のご尽力もあって、国際的な啓蒙・普及・教育活動にも大きな役割を果たしつつある。今後も引き続き県当局がこの世界に誇る科学文化施設を大切に守り、また職員の皆さんがこのことを深く自覚して任務に励まれ、期待に応えて成果を挙げられるよう、願って止まない。

2

施設紹介
エシェル分光器 ( GAOES )150cm 望遠鏡の高度軸の外側(ナスミス焦点)に設置されている 大 き な 黄 色 い 箱 が 高 分 散 分 光 器 GAOES ( Gunma
Astronomical Observatory Echelle Spectrograph )です。光
を虹のように多数の色の成分に分けることを分光といいますが、様々な色の光は波長と呼ばれる量で区別されていますから、分光とは波長の違いによって光の成分を分離することを意味します。天体からの光を分光し、様々な波長の成分がどのように分布しているのかを測定することが分光観測です。分光観測で得られる波長毎の光の分布はスペクトルと呼ばれていて、天体の温度や成分、運動などの様々な物理状態によって大きく変化します。この性質を利用すると、スペクトルの分析から対象とする天体の詳細な物理情報を知ることが可能です。このような観測に用いる装置が分光器です。
虹は７色といわれますが、GAOESではエシェル回折格子と名付けられたやや特殊な素子を用いて、目で見える光(可視光)を数万から10万色以上に分解します。光を波長毎に細かく分離するこの能力は分解能と呼ばれ、天体観測用の分光器としてGAOESは極めて高い分解能を持っています。しかも、冷凍機で−100℃以下に冷却した超大型のCCDを検出器に用いているため、膨大な観測情報を高い精度で一度に記録することができます。GAOESを用いた観測からは天体に対する詳細な物理情報を効率良く大量に得ることが可能なのです。
このような特長を持つGAOESは世界的に見ても極めて先進的な観測装置のひとつです。外国の理想的な観測地に設置された超大型の装置と全く同じになることはありませんが、1.5mの口径の威力は相当なもので、比較的明るい天体の観測では超大型の望遠鏡と遜色のない良質なデータを得ることが可能です。極度に精密で高度な装置であるために、全ての要素に於いて最新技術の投入と細心の注意を払う必要があり、その運用には手間がかかっていますが、この冬のシーズンからは本格的な観測を開始する予定です。GAOESを駆使することによって天体の微細な化学組成の測定やそれを基にした星や宇宙の進化、あるいは天体で生じている振動や物質の流れなどのダイナミックな現象の解明が可能になることでしょう。太陽系以外の恒星を回る遠くの惑星を発見することも可能であろうと期待しています。
（観測普及研究員橋本修）

いろいろな眼で見た宇宙─電波天文学─
近年の技術の発達により、電波、X線など新しい天文学の分野が登場してきました。これらは、可視光だけでは見えなかった宇宙の意外な姿を描き出しています。今回は、これらのうち電波天文学の始まりと発展、それから明らかになった宇宙の姿を紹介します。

10-5

大
気
に
よ
る 100
吸
収
率
︵
％
︶

１. ジャンスキーによる宇宙電波の発見
電波天文学への道は、ある若い一人の無線工学の研究者によって切り開かれました。ベル電話研究所の技師、カール・ジャンスキーは無線通信に入り込むノイズの原因を探りそれを取り除くための研究を行ってい

10-3 0.01 0.1 1 10 100 1 10 100 1 1 10 1 10 100 1000
㎜ ㎝
m

ｘ線

γ線

硬

軟

紫外 可
視

電波
赤外

可
視
の
窓

10-15

10-13

10-11

10-9

10-7

電波の窓

10-5

10-3

10-1 1 10 100 1000

波 長（m）ました。それらの原因は、飛行機や雷などがありまし
30億たが、その中で、彼は周波数20.5 MHz (波長14.6m)

3千万

30万

3千

30

0.3

温 度（K）〈図１〉宇宙からのいろいろな電磁波

3

の電波の中から、約24時間の周期で同じパターンを繰

解能は可視光に比べて悪くなり、ピンぼけになってしり返す電波を捉えました。ジャンスキーは、この謎のまうのです。そのためかなり大きな望遠鏡が必要とな

電波を、地球の外からやってくる「宇宙電波」であるります。しかし、干渉計を用いれば、分解能を大幅にと考え、より詳しく調べ始めたのです。

向上させることができるのです。干渉計ではアンテナ

まず、ジャンスキーがこの謎の天体を出している候の間の距離が望遠鏡の直径に相当するためです。

補として考えたのは、太陽でした。そこで彼は、電波

この電波干渉計を駆使して、ライルとその共同研究の強弱を記録できる装置を作り、その記録を詳しく調者たちは多くの電波源を発見し、その大きさを測定しべてみました。１つのパターンの中で最も強くなるピました。彼らはこれらをもとに電波天体のカタログをークは１日に４分ずつ早くなっていくことがわかりま

発表しました。標準的カタログとして使用される３Cした。すなわち、この謎の電波のパターンは、１年にカタログもまた彼らケンブリッジ大学の研究グループ

24時間ずつずれていくわけです。太陽は恒星に対してによって発表され、現在も続いています。

１日４分ずつ遅れていくことがわかっています。この

ライルは、電波天文学への貢献を評価され、パルサ

ことは、この電波は太陽からやってくるのではなく、ー発見に功労のあったヒューイッシュと同時に、恒星のように天球上で決まった位置を持つものからや

1974年ノーベル賞を授与されています。余談ですが、ってくることを示しています。ジャンスキーはこの電

パルサー発見に最も功績のあった当時大学院生のジョ

波源の位置を、赤経18時、赤緯-10°と測定しました。

スリン・ベル（バーネル）は、この時ノーベル賞を受1933年のことでしたが、この電波源の正体について賞できませんでした。

はわからないままでした。
その後、ジャンスキーの発見に感激したグロート・
リーバーが、自作の電波望遠鏡でジャンスキーの宇宙
電波の観測に成功し、この電波が天の川に強く集中していること、銀河中心方向で最も強いことなどを発見しました。ジャンスキーの発見した謎の電波は、私たちの銀河系の中心からやってきたものだったのです。
その後太陽からの電波の発見などがありましたが、電波天文学の本格的な開花は、第２時世界大戦の終了を〈図３〉可視光（左）と電波（一酸化炭素輝線：右）で見たオリオン座。
可視光では何もないように見える空間にも電波を放射する物質が存在していることがわかる。国立天文台のホームページによる。

待たなければなりませんでした。
ジャンスキーは1950年、44歳の若さで世を去りました。もう少し長生きすることができたら、ノーベル賞を受けていたかもしれません。電波天文学の世界で

３. 宇宙背景放射の発見

は、彼の業績を記

ジャンスキーが宇宙電波を発見したベル電話研究所

念して、電波の放では、その後も重要な発見がされています。ベル研究

射の強さの単位と所のアルノ・ペンジアスとロバート・ウイルソンは、

して「Jy（ジャンノイズを押さえた高感度の6mの角型ホーンアンテナスキー）」を使っを製作し、波長７cmでやってくる絶対温度で約3Kのています。

黒体放射の性質を持った電波の存在に気付きました。
この電波は宇宙のあらゆる方向からやってくる等方的で、季節で変化しないものでした。この電波は、実は〈図２〉ジャンスキーが宇宙電波を発見したアンテナ。
アメリカ国立電波天文台のホームページによる。

宇宙からのとても重要なメッセージでした。これは、宇宙がビッグバンによって誕生したということを示す証拠だったのです。

２. 電波天文学の成立

ビッグバン宇宙を提唱したのは、ジョージ．ガモフ

第２次大戦終了後、戦時中レーダー開発に行っていです。彼は、かつて宇宙がとても熱い、密度の高い火た研究者の多くは、電波天文学の研究へ転身しました。

の玉「ビッグバン」だったとすると、現在でも温度はそこで、多くの観測装置が開発され、様々な成果を生

絶対零度にはならず、その名残りの熱がまだあるはず、

み出しました。その一つにマーティン・ライルらによと考えたのです。ペンジアスらが発見した電波こそ、る電波干渉計があります。

この「ビッグバンの名残りの熱」だったのでした。ペ

望遠鏡の分解能は、波長を望遠鏡の口径で割った値

ンジアスらはこの発見によって、1978年ノーベル物

であらわされます。電波では波長が長くなるため、分

理学賞を受賞しました。

4

んでいます。アタカマミリ波サブミリ波干渉計計画

４. 電波天文学の現在と将来
ジャンスキーの発見によって獲得された新しい観測（ALMA計画）です。64台のパラボラアンテナをチリ手段である電波天文学は、多くの重要な科学的成果をの標高5000mの高地の14kmの広さに展開するというあげ、人類の宇宙への理解を深めました。たとえば、

この計画は、これまで見ることのできなかった新しい

水素の出す波長21cmの電波の観測から水素が渦状腕宇宙の姿を私たちに見せ、さらに豊かな宇宙観を私たに集中していることがわかり、私たちの銀河系の渦巻

ちにもたらしてくれることでしょう。
(観測普及研究員

き構造が明らかになりました。その他にも電波銀河の濤崎智佳)

発見、パルサーの発見、多数の星間分子の発見など、枚挙にいとまがありません。これらは、これまで知られていなかった、あるいは予想もされていなかった新
しい天体や現象を描き出し、人類の宇宙観をより拡大していくことに大きな寄与を果たしてきたのです。
そして、現在、アメリカ、ヨーロッパ、日本によってチリの砂漠に巨大な電波望遠鏡を建設する計画が進〈図４〉ALMA計画（想像図）。国立天文台のホームページによる観測報告
食連星 AU Ser の測光学的研究
日本天文学会には内地留学という制度があり、これはアマチュア等を対象に、研究機関に一定期間滞在し研究活動を行う場合、補助をする制度です。群馬県立太田高校教諭の城代貴浩さんはこの制度を利用し、群馬大学で研究、修士号を取得されました。修士論文は、ぐんま天文台65cm望遠鏡を利用した観測に基づいたものです。その内容を紹介します。

１. はじめに〈図１〉AU Ser と比較星及びチェック星

へび座AU（以下AU Ser）は，おおくま座W型（以AU Ser の光度曲

下W UMa型）の食連星である。スペクトル型はG5で，線を合成した。彼

変光周期が約0.386日である。GSCカタログの番号とは主星の表面にダ座標はそれぞれ，GSC1502.1769，赤経ークスポット（太16′02.31″(2000.0) で15h56m49.54s ，赤緯 +22゜

陽の黒点のようにある。見かけのV等級が10.9等〜11.8等と比較的明る周囲より温度の低い変光星なので，今まで多くの観測がなされてきた。

い部分）をつくる

最初に，この星を変光星として特定したのはことにより，観測

Hoffmeister (1935) である。その後，Solovievと良く合うモデル(1951) が眼視観測を行い，Huth (1964) が写真測光を求めた。しかし，彼のモデルは同じ年に発表されたを行っている。また，Binnendijk (1972) が1969年

Hrivnak (1993) のスペクトル線による観測による結と1970年に初めて光電測光を行い，最初の光度周期

果と一致していない。また，AU Ser が典型的なW

変化のグラフ（以下光度曲線）と極小時刻の予報式をUMa型の変光星であるので，共通の大気が両星をとり発表した。その後も，眼視観測による極小時刻の観測

まいている接触連星であると考えられるが、や光電測光による観測が盛んに行われてきた。特に，

Djurašević は両星が完全に分離しているモデルを採用

Li et al. (1998) は1991年から1995年にかけて光電している。以上の理由により，Djurašević によるAU観測を行い光度曲線を得ている。これらの光度曲線を

Ser のモデルは改善の余地がある。

比較星

チェック星

AU Ser3′

比較してみると，光度曲線の変動が明らかに見られる。

本研究では，AU Ser のより精密な測光データを得

スペクトル線による視線速度の観測は，Hrivnak

るために，県立ぐんま天文台の65cm反射望遠鏡を使(1993) が行っている。

用し，2001年3月14日から18日にかけてCCD素子に

Djurašević (1993) は，自作のプログラムを用いてよる測光観測を行った。特に，Rc，Icフィルターによ5

〈図２〉AU Ser の光度曲線

る観測は本研究が-1.20

最初である。得ら-1.00

れたデータより，-0.80

最新の光度曲線を-0.60求めることができ-0.40

た。また，数式処
mathematicaを用

0.20

いて開発した光度0.40

観測による結果とあわせて観測時の周辺減光を考慮したものである。光度曲線合成を行う
にあたって，最初に次の条件を与えた。

-0.20
0.00

ラムにより，分光

今回新たに作成した光度曲線合成プログラムは，星の表面はRocheモデルに従い，重力減光，反射効果，

まず，質量比はHrivnak (1993) のスペクトル線によmag理システムである

曲線合成のプログ

４. 光度曲線解析

る視線速度の観測結果より q=0.71 に固定した。また，
AU Ser は典型的な W UMaの食連星であることから

0.60
0.80
1.00
-0.2

主星と伴星が接触しているモデルを与えた。次に，

Ic
Rc
V
B
0.0

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

AU Ser のスペクトル型はG5であり対流平衡大気を持つことから主星の温度を5500Kに固定し，両星の重1.2

力減光指数を0.08に固定した。さらに，主星の表面に位相は黒点が存在するものとし，その温度は主星の温度のAU Ser のおおまかなモデルを構築することができ

0.70倍に固定した。

た。このプログラムは，近接連星における両成分星の表1は，光度曲線合成に使用したAU Serのパラメー

表面活動の様子を推測することを可能にするものであタと解析結果である。また，図４は観測結果と本研究

り，AU Ser以外の近接連星の解析にも使用することによる数値計算の結果及びO−C（観測値−計算値）ができる。

である。は，計算値を曲線にフィッテングして求めた。
それは，0.013等とほぼ観測精度に近い値となった。

２. 測光観測
観測は，2001年の３月14日から18日にかけて行っ(群馬県立太田高等学校

城代貴浩)【参考文献】
Hoffmeister C., 1935, Astron. Nachr. 255, 403
Soloviev A.V., 1951, Variable Star 8, 65.
Huth H., 1964, Mitt. Sonneberg 2, No.5, 126
Kennedy H.D., 1985, IBVS 2742
Binnendijk L., 1972 AJ, 73, 603
Hrivnak B.J., 1993, ASP Conf. Ser Vol. 38, 269
Li, Zong-Yun; Ding, Yue-Rong; Zhang, Zhou-Sheng; Li, Yu-Lan, 1998
A&AS 131, 11た。望遠鏡は，三鷹光器社製の口径が65cmのカセグ
レン光学系望遠鏡で，合成F12，焦点距離は7800mmである。
CCDカメラはSITe社製のチップ（512×512，24μｍ/pixel，電子冷却-40℃）で，フィルターは測光観測における標準であるJohnsonのUBV及び，Kron-

パラメータ

CousinsのRc Icの各測光システムに準拠したものをV

主星・伴星の充填率（f ）使用した。

３. 結果と考察
観測結果より求めたAU Serの光度曲線を図2に示

軌道傾斜角（i ）82.3°

主星温度（T1）

5500 K *伴星温度（T2）

5400 K

黒点１

す。図より主な特徴が２つあることがわかる。１つは，主極小と副極小の等級に差が見られることである。その差はW UMa 型の食連星にしては大きな値である。

0.174

黒点２

角（ω1）

48.0°

緯度（λ1）

105.0°

経度（φ1）-60.0°

角（ω2）

42.0°

もう１つは，光度曲線が位相0.5に対して非対称なこ緯度（λ2）-20.0°とである。しかも,第１極大の位相と第２極大の位相

経度（φ2）

60.0°

は，それぞれ0.25，0.75からずれている。その傾向

質量比（q）

は，1969年の観測以来変わっていない。以上のこと
から、AU Ser 両星の表面の温度分布が一様でないことが推測できる。
過去の光度曲線を図3に示す。それより光度曲線の形

0.71

*

主星の反射率（A1）0.5*

伴星の反射率（A2）0.5*

主星の重力減光指数（β1）

0.08

*

伴星の重力減光指数（β2）

0.08

*

主星の周辺減光係数（u 1, ν1）

注１*が観測年ごとに違っていることが分かる。特に，Li et

伴星の周辺減光係数（u 2,ν2）

注１*

al.（1995）の光度曲線は、他の観測年に比べて明ら

黒点の温度比（Tds/T）

0.70

*

かに形が異なっている。1995年前後において，AU主星の極半径（r 1）

0.393

Ser の表面活動に何らかの大きな変化が起きた可能性

伴星の極半径（r 2）

0.336

がある。

主星のロッシュポテンシャル（Φ1）

3.20

伴星のロッシュポテンシャル（Φ2）

3.20

注1）W.Van.Hamme(1993)〈表１〉AU Ser のパラメータと解析結果

6

B, 右が V ）〈図４〉観測値,計算値及び観測値─計算値

-1.50

-0.50

-1.00

0.60

-0.50
0.60

1.00

1.4

0.0

1.2

0.2

1.0

0.4

0.8

0.6

0.6

0.8

0.4

1.0

0.2

fV

0.50

-0.2

0.50

0.2

1.50

1.00

B
2.00

0.0

1.4

V

計算値
観測値
観測値−計算値

1.6

1.50

1.8

2.50
3.00

-0.4

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

位相

2.50
本研究(2001)
Li et al(1995)
Li et al(1992)
Li et al(1991)
Binnendijk(1970)
Binnendijk(1969)

3.50
4.00
4.50
-0.2

-0.2

-0.6

0.0

2.00

O-C

〈図３〉AU Ser の光度曲線変化（左が
-1.00

0.0

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

1.2

本研究(2001)
Li et al(1995)
Li et al(1992)
Li et al(1991)
Binnendijk(1970)
Binnendijk(1969)

3.00
3.50
4.00
-0.2

0.0

0.2

0.4

位相

0.6

0.8

1.0

〈図５〉AU Ser のモデル図（位相＝0.80）

1.2

位相

団体予約利用
ぐんま天文台では、原則として火曜日〜木曜日の昼間、水曜日・木曜日の夜間に団体予約利用を行っています。
昼間の利用は職員による館内案内（施設見学）、夜間の利用は150cm望遠鏡や65ｃｍ望遠鏡等を使った天体観望を行っています。今回はこの「団体予約利用」について紹介します。

１. 団体予約利用でできること

団体利用風景①

団体予約のメリットは、昼間の施設見学では職員の●大きな天体を案内により効率的に学べることです。夜間の天体観望

見てみたい。
アンドロメダの場合はゆっくりと天体観望を楽しめることです。
他にも利用者からの要望があれば昼間の場合には、

銀河やすばる

通常の館内案内に加えて、ぐんま天文台にある屋外モ(M45)を見てみニュメントの解説、小型望遠鏡（移動式望遠鏡）を使たいという要望

った操作講習や演習、利用者の要望に合わせた講座なもあります。そどが行われること、及び夜間の場合でも悪天候等で天の 場 合 に は体観望ができない場合には、職員による館内案内やス150cm望遠鏡

ライド等を使った最新の天文学の紹介、ぐんま天文台

や65cm望遠鏡では全体が入りきりません。そんな時で撮られた天体画像の紹介、星座解説等を受けられるには口径15cm大型双眼鏡を使用し天体観察をするこ

メリットもあります。

とができます。

さらに、こんな要望にも応えられます。いくつか紹（上記の場合には、綿密な打合せが必要になってきま介するとす。電話等のやりとりでは行き違いも出てきてしまい●望遠鏡を自分たちで操作してみたい。

ますので、実際に天文台に来館してのご相談をお願いします。）

小型望遠鏡(移動式望遠鏡)を使い望遠鏡の仕組みを学習しながら実際に自分で望遠鏡を動かし天体観察を

２. 団体利用者と利用人数することができます。
●天体写真を撮ってみたい。

天文台の団体予約利用は、様々な団体が利用してい天文台にあるカメラと望遠鏡を使用し天体写真の撮ます。社会教育団体（公民館主催事業、育成会、婦人

影もできます。フィルムを持参するだけで星座や星雲会、高齢者学級、PTA等）や福祉施設、企業、行政、や月の写真を撮ってみたりすることもできます。

同好会などがあります。

7

開館してからきます。そして利用が可能であれば、所定の申込書にの団体予約利用記入してFAXしていただき予約完了です。あとは当日

実績は、11年

予約した時間に天文台に来館していただきます。

度は296団体

多くの社会教育施設が建設されいろいろな形で利10,731人（社用・活用が進んでいく中で、ぐんま天文台も開かれた

会教育団体107

天体観測施設としての役割を果たそうと努力していま

その他189）す。ぐんま天文台にはたくさんの天文観測用の機材が12年度は354あります。その活用をしてみてはいかがですか？

団体利用風景②

団体13,038人（観測普及研究員田口光）（社会教育団体354その他152）、13年度は227団体
7,428人（社会教育団体91

その他136）の利用がありました。ただし夜間の団体利用は天候によっては観望を取りやめる団体もあるので、実際には実績数よりも多くの予約を受けています。この３年間を合計す
ると36,807人となります。13年３月までの入館者数が161,470人ですのでその２割強が団体予約利用です。

３. 今後の取り組み
団体予約はとても簡単です。天文台に電話をしてい団体利用風景③

ただき、利用予定日の予約状況の確認をさせていただ

天体列伝─私たちの太陽系─
１. はじめに─太陽系の概観─
今からほんの7年前、1995年に初めて私たちの太ていないような小さな惑星も含めれば、もっと多くの陽系の外に、別の惑星系が発見されました。それ以降、星に惑星が存在するかもしれません。今回は、そうい

様々な星に新しい惑星が発見されつづけています。こった背景を念頭におきながら、私たちが、最も詳しくの宇宙には、私たちの太陽系以外にも惑星が存在する

知っている惑星系である、「太陽系」についてお話しことが明らかになってきたのです。これまでは、私たます。

ちの太陽と同じくらいの重さの星について惑星を探す

私たちの住む地球をはじめとして、水星、金星、火ことが多かったようですが、惑星が発見されているの星、木星、土星、天王星、海王星、冥王星の9つの惑

は、そのうちの3パーセント程度です。まだ発見され星が太陽のまわりをめぐっていることは、皆さんもご存知でしょう。これらは太陽の重力に支配されて、太陽の周りをめぐっているのです。このほかにも、多くの小惑星、彗星、太陽系外縁部小天体（海王星以遠にある小天体）、そして惑星間塵と呼ばれる無数のダスト（塵）が太陽の周りをめぐっています。
これら太陽を中心とする全体を太陽系と称しますが、これは恒久不変というわけではなく、小惑星や彗星な〈図１〉太陽と９惑星の大きさの比較・太陽から近い順に左から右へと並んでいますが、並んでいる間隔は実際の距離の比にはなっていません。太陽と地球の距離を１天文単位とすると、最も外側の冥王星と太陽の間が40天文単位、また、土星で10天文単位、木星では５天文単位だけが太陽から離れています。

8

ど小天体の軌道は、比較的短い時間スケールで変化することもありますし、特に彗星や惑星間塵については、太陽に近づいてます。原始惑星系円盤の中では、比較的短期間で、㎞消滅してしまうものもあります。太陽系は、その誕生サイズの「微惑星」と呼ばれる塊が無数に形成されまから今日に至るまで、次第に変化しつづけているのです。それらが衝突合体を経て「原始惑星」となり、さす。地球と太陽の平均距離を１天文単位といいますが、らに原始惑星間の衝突で、現在見られるような惑星が最も遠い惑星である冥王星までは、約40天文単位、形成されたと考えられています。ここで、「微惑星」、

また、カイパーベルト天体と呼ばれる海王星以遠に存「原始惑星」、「惑星」と分けたのは、それぞれができ在する小天体については、100天文単位以遠まで太陽るプロセスが異なるからです。特に「原始惑星」もから遠ざかるものがあります。また、彗星のもととな「惑星」も衝突合体によって形成されますが、原始惑る氷天体が無数に存在すると考えられる「オールトの星が太陽からほぼ同じ距離にいた「微惑星」の衝突合雲」が、太陽から1万〜10万天文単位付近に球殻状に体によって形成されるのに対し、惑星は、太陽からの太陽を取り囲んで存在すると考えられています。光が距離が異なる原始惑星同士が、軌道の変化によって衝一年かかって進む距離（１光年）が約6万天文単位で突をするようになってできたものです。

すから、太陽系がいかに広がっているか、お分かりい我々の太陽系の場合、原始惑星系円盤の中での物理

ただけると思います。私たちの地球は、太陽系全体か条件（温度など）の違いによって、大きく分けて三つら見れば、本当に太陽の近くにあるわけです。

のタイプの惑星が形成されました。地球型惑星、巨大ガス惑星、巨大氷惑星の三つのタイプです。
一つ目の地球型惑星は、比較的小型の岩石質な惑星

２. 太陽系の形成
私たちの太陽系の形成については、1970年代に京です。地球のように地面があって、わずかな大気をま

都大学のグループなどが精力的に研究を行い、現在でとっているというイメージです。水星、金星、地球、は、「標準モデル」と呼ばれるものが出来あがってい火星がこれにあたります。他の惑星と比べると小型で、ます。標準モデルによれば、私たちの太陽系は、太陽密度が重くなっています。この中では、地球が一番重が誕生したときにほぼ同時に誕生したと考えられてい

くなっています。実は、地球や金星は「原始惑星」がます。太陽のような恒星は、宇宙空間の中でガスや塵衝突合体したものであると考えられていますが、水星が集まった「分子雲」から誕生します。分子雲の中でや火星は、ちょうど予想される原始惑星の大きさ程度

ガスや塵の濃い部分が周囲のガスや塵を引き寄せ、次になっており、あまり衝突合体を経ていないと考えら第に大きな塊になっていきます。最終的に巨大なガスれています。水星にはほとんど大気と呼べるようなも球ができあがって、その中心部で水素核融合反応が始のはありませんが、金星、地球、火星には、大気が存

まると、一人前の恒星が誕生します。一人前になる前在します。金星は非常に分厚い大気にさえぎられていの段階を原始星といいますが、原始星であった太陽にて、地上の様子はまったく見えません。地上の様子をは、まだ、周囲から塵やガスがどんどんと降り積もっ知るには、電波や赤外線などの特殊な波長で金星を観てきており、原始星の周囲にガスと塵でできた円盤を測する必要があります。また、金星の分厚い大気は、つくっています。この円盤を「原始惑星系円盤」とい

金星本体（つまり地面）が回転するよりも数十倍も早います。私たちの地球や他の惑星などは、この原始惑く循環しており、金星大気上空は猛烈な強風が吹いて星系円盤の中で、塵が集積してできたと考えられていいます。これを、スーパーローテーションと言います
が、どうしてこんなことが起きるのか、まだよくわかっていません。火星は、地球や金星と比べると質量も1
H2+Heガス

原
始
太
陽
系
星
雲
の
進
化
と
惑
星
の
形
成

小さいので、あまりたくさんの大気を保持できなかっ

H2+Heガスたようです。表層では時々猛烈な砂嵐が起こったり、

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氷主体の塵の層

岩石主体の塵の層

岩石主体の塵の層

台風のような雲が発生したりと、なかなかバラエティ

氷主体の塵の層ーに富んでいます。火星の気象現象の特徴は、砂嵐や3
氷主体の微惑星

岩石主体の微惑星

岩石主体の微惑星

朝霧などのようにな現象が、非常に広範囲で起きると氷主体の微惑星いうことでしょう。特に砂嵐は、火星の表面をほぼす

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っぽりと覆い隠すほどのものが生じることがあります。また最近では、ハッブル宇宙望遠鏡によって火星

5(注)木星型惑星の形成

星雲ガスの散逸

地球型惑星の形成

表面が詳しく観測されるようになり、雲の変化などが地球型惑星の形成 木星型惑星の形成

星雲ガスの散逸

くわしく観測されるようになってきました。

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二つ目は、巨大ガス惑星です。木星と土星がこれに〈図２〉林モデル

あたり、水素とヘリウムを主成分とするガスの塊です。

（注）内側のガスが早くなくなる場合（左）とそうでない場合（右）の２つの説があります。

中心には氷と岩からなる核（コア）が存在すると考え9

られていますが、惑星の質量のほとんどをガスが占めた残存物であると考えられています。また、こうしたています。質量は巨大で、土星が地球の約100倍、木残存物が、軌道が次第に変化して太陽に近づくように星にいたっては約300倍もの重さがあります。しかし、なると、表面からガスや塵を吹くようになり、「彗星」

ほとんどがガスなので密度は小さく、土星などは水のとして観測されるようになります。彗星の一部は、こ密度よりも小さくなっています（土星が水に浮くというしてカイパーベルト天体が太陽に近づいてきたもの

われる所以です）。これらガス惑星の表層には雲がでと、オールトの雲からやってくるものとがあります。

きています。木星や土星を望遠鏡で見た時に見られるいずれも、長い間太陽から遠く離れたところにいたた

縞模様などは、すべて、惑星大気表層での雲による模

め、微惑星が形成されたころの名残をとどめていると様なのです。これらの大気の運動や物理（つまり、木いうことから、太陽系の化石と言われることもありま星や土星の気象現象）については、未だによく分からす。また、同じような「化石」として、小惑星がありない部分も多くあります。気象学はもともと地球の気ます。これは、火星と木星の軌道の間に多く分布して象が対象であり、薄い大気の層が岩石質の固体のまわ

おり、原始惑

りにあるような場合については比較的説明ができるの星が衝突したですが、木星や土星の様に非常に深い大気の層がある

ときの破片で場合には、何が起こっているのか、まだまだわからなあるとされていのです。これは、地球から観測しているだけでは、います。小惑

木星や土星の大気奥深くの温度や気圧といった基本的星は、原始惑

な情報が得られないことが原因のようです。ですから、星が出来た頃、

例えば、どうして木星や土星には縞模様ができるのか、あるいはそれといった事も完全には理解できていないのです。

以前のことを三つ目の巨大氷惑星には、天王星、海王星が相当し知る手がかります。木星や土星は、原始惑星系円盤の中で成長するとなるのです。

地球型惑星の領域
0.4〜1.5AU
太陽

小惑星帯
2〜4AU
カイパーベルト40〜20000AU

木星型惑星の領域
5〜30AU

オールト雲
30000〜50000AU〈図３〉太陽系模式図

際に、まわりにあった大量のガスを引き寄せ、巨大なガスの塊になることができました。しかし、天王星や

３. 最後に─太陽系と生命の起源─

海王星は太陽から遠くにあったため、「原始惑星」の

さて、最後に、生命の起源ということについても考成長にも時間がかかり、また、ガスの量も少ない場所

えてみましょう。生命にとって重要なものとして、液であったために、土星や木星のように大量のガスをま

体の水があります。つまり、海の存在が重要であるととうことができなかったのです。結局、氷と岩石質か考えると、太陽に近すぎる惑星では水が蒸発してしまらなる固体コアがあり、そのまわりに大気が存在する

い、太陽から遠い惑星では水が凍ってしまうので海がという構造になっています。木星や土星にくらべるとできないということになります。現在の太陽の出す熱ガスの割合は少ないのですが、天王星、海王星の表面をもとに考えると、太陽から0.8〜1.5天文単位程度

は雲でおおわれており、地面は見ることができません。

の距離ならば、液体の水が存在できると考えられていこれらの惑星は太陽から非常に遠くにあるため、地上ます。このような距離にある領域を、居住可能領域

からではほとんど詳しい観測ができません。天王星、（Habitable Zone）といいます。金星の場合、太陽か

海王星について現在分かっている多くの事柄も、過去らの平均距離が0.72天文単位、火星が1.52天文単位に惑星探査機が近くに接近して観測を行った結果によですから、金星はちょっと近過ぎだし、火星はぎりぎるものが多いのです。

りだめといったところです。さて、同じようにして、

ここまできて、冥王星は？と思われる方もいるので他の恒星をめぐる惑星にも、同様にして居住可能領域はないでしょうか。冥王星は、「惑星」の一つとしてを考えることができます。残念ながら、これまでに発数えられていますが、質量は地球の0.2パーセントと見されている太陽系外惑星は、ほとんどが巨大なガス

非常に小さく（地球の月でさえ１パーセント程度あり惑星が恒星の近くを巡っているもので（「熱い木星」

ます）、他の惑星に比べてあまりにも小型です。海王などと形容されたりしています）、居住可能領域にあ星よりも遠くには、多くの氷小天体（数百ｋｍ以下）

る惑星はあまり見つかっていません。これからの発見が存在しており、カイパーベルト天体などと呼ばれてに期待したいものです。

います。実は、冥王星は、これらカイパーベルト天体

話を太陽系に戻すと、火星から飛来した隕石に生命の一つであり、その中でも最大のものという認識が今の痕跡があったとか、木星の衛星エウロパの地表下にでは主流です。これらの氷小天体は、「微惑星」がい

液体の海が存在し、そこに生命が発生している可能性

くつか衝突合体した程度のもの（あるいは微惑星そのがあるといった話もあります。エウロパは太陽からはもの）で、「原始惑星」として十分に成長できなかっ10離れているので太陽の光はあまりエウロパを暖めることができませんが、木星の重力によってエウロパ内部に摩擦熱が発生して暖められていると考えられています。そのため内部には海が広がっていて、そこに生命が発生しているのではないか…と期待されているわけです。いつか、地球外の生命を発見することができるかもしれないですね。
（観測普及研究員

河北秀世）〈図４〉池谷・チャン彗星

イベント報告含め、改良を重ねていく予定ですので、ご意見等がご

１. スタンプラリー

ざいましたらお知らせください。

昼間に天文台を訪れた人から帰りがけに「ところで、望遠鏡はどこにあったの？」と尋ねられ、愕然とした

２. ペルセウス座流星群説明会・観察会経験のある職員が実は多いのです。また、昼間は星を見ることができないと知って、がっかりした表情のま

今年も８月

ま帰られる人を見る度に胸を痛めてきました。そこで、12日（月）に

ドームもくまなく見学でき、かつ楽しめる企画として、「ペルセウス

今年の夏休みからスタンプラリーを実施しています。

座流星群説明各望遠鏡や屋外モニュメントの形をデザインしたス

会・観察会」

タンプを６種類用意し、台紙に全種類のスタンプを押を開催しまししていただければ、景品として「ぐんま天文台オリジ

た。月曜日はナル天体写真はがき」をさしあげることにしました。

普段は閉館日

景品はがきは４種類を用意し、いずれか１枚を選んでなのですが、

いただいています。スタンプは、各ドームや屋外のサお盆の時期ということもあり、特別な道具を使わずにムラート・ヤントラの後ろ（北側）、ストーン・サー

観察できる天文現象に親しんでいただこうと開いたもクルの石の間にも置いたので、本当に、天文台をくまのです。午後７時からの説明会では、ペルセウス座流

なく巡ることになります。せっかくの機会なので天文星群が現れる理由や見方の解説を天文台職員が行い、知識も身につけてもらおうと、各スタンプ台の前に天

午後８時から翌朝４時までの観察会では、職員ととも

文クイズのパネルを置き、次のスタンプ台の所に、前に流星の観察を行う予定でしたが、あいにくの雨天ののクイズの解答と解説を書いたパネルも掲示していまため説明会のみ行い、観察会は中止としました。それす。

でも、説明会には130人余の方が参加を希望されまし説明会風景た。満席のため会場に入りきれない方も多く、急遽２

夏休み中に2500人以上の方にスタンプラリーに参回目の説明会を行う盛況となりました。

加していただきました。家族連れの方を中心に、幅広
い年齢の方が参加されていま説明会では、流星は太陽系の塵が地球大気に飛び込す。やってみると、色とりど

んで熱せられるために起こる現象であって星が落ちてりのスタンプを集めること自くるのではないこと、塵の集団と地球が遭遇すると流体が楽しいようです。今まで

星がたくさん現れて流星群になることなどの解説があ訪れる人が少なかったサブドりました。夏休みの宿題のためか、熱心にノートを取ームへも足を運ぶ人が増えまったり、解説画面のコピーを希望したりする子どもたした。

ちの姿も見られました。

好評なので９月以降も毎日

夜空を見上げての観察はできませんでしたが、一人実施することにしました。今ひとりの流星へのロマンをかきたて、現象についての後も、クイズの問題やスタン

理解を深めることができる説明会になったのではない
かと思います。

プラリーの方式の変更などを全種類のスタンプが押された台紙

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秋も深まり、朝夕の冷え込みで寒さを感じるようになりました。星空も秋から冬への装いにだんだんと変わってきます。11月からは観望会は、午後6時から9時、施設見学
も午後4時までになりますので、ご注意ください。
冬になれば、そろそろ土星も観望時間中に見ることができるようになります。この時期は寒くなりますので、十分な防寒対策をお願いします。

◆主な観望天体惑星

土星（11月後半以降）

二 重 星

アンドロメダγ星（アルマク）

散開星団

ペルセウス座二重星団（h-χ）

散光星雲

オリオン大星雲（M42：12月以降）◆冬休みの開館情報
12月27日（金）の夜から１月３日（金）までは閉館し、１月４日（土）午前10時から開館します。

◆望遠鏡講習会
第４回望遠鏡講習会が、平成15年２月15日（土）、２月16日（日）が開催されます。
詳細はぐんま天文台までお問合せください。

古紙配合率100％再生紙を使用しています

発行日：2002年11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》
2002年８月24日に観測されたループ・プロミネンス（ ①,② ）
水素が出す赤い光（Hα線）だけを通すフィルターをつけて太陽を撮影したものです。
太陽はガスでできた星なので、写真のように、太陽の縁にプロミネンス（紅炎）が見えることが多いです。プロミネンスは周辺より密度が高く磁場の強いガスの流れで、静かなものもあれば、激しく変化しているものもあります。太陽の縁では暗い背景に対してプロミネンスが明るく輝いて見えます。
写真のプロミネンスはきれいなループ型をしていて、半日の間に形がどんどん変化していきました。

2002年10月10日に観測された大きなプロミネンス（ ③ ）上の２枚の写真と同じようにHαフィルターを装着し、明るい中心部を金属の丸い蓋で隠して撮影したものです。

ぐんま天文台の太陽望遠鏡（ ④ ）口径30cmの主望遠鏡と口径８cm程度の同架望遠鏡５台があります。上の太陽の写
真はすべて同架望遠鏡で撮影したものです。