▲球状星団

M13

「理科離れ」
で思うこと

台長室から

台長

古在

由秀

最近、若者の「学力低下」、「理科離れ」といった言葉をよく耳にする。「学力低下」は、文部科学省の唱えた「ゆとり」教育のせいだということで、授業時間を増やしたりして、その回復を図る学校が増えたという。また、全国一斉テストを行って、学力を調べようという計画もあるときく。
そもそも、学力と試験、特に入学試験が結びつくと弊害が起き、入学試験の制度もたびたび改善が図られてきたのは、よく知られている。
学力とともに、体力という言葉も単純ではない。小中学校の生徒の身長、体重は、第二次世界大戦後、右肩上がりの増加のカーブを示している。一方、いわゆる体力テストの短距離走、幅跳びなどの記録は、むしろ落ちてきていると、しばしば新聞紙上で目にする。
もちろん、一流の陸上競技、競泳などの選手、特に女子選手の記録の向上は目覚ましいものがある。例を一つあげれば、1932年のベルリンオリンピックのマラソンの優勝記録をだしても、
最近では女子選手は日本代表に選ばれない。しかし、一般の子どもたちの歩く、あるいは走る
持久力は、50年前よりはるかに劣っているのではないだろうか。
また、よい記録を持つ一流選手の健康状態も、必ずしも良いとはいえない。甲子園で活躍した
投手も、その後一流になるとは限らない。
学力についても、同じようなことがいえるのではないかと思う。入学試験のために勉強し、見事に合格しても、本当の学力がついたわけではない。試験のためにと、理科の本に書いてあることを覚えることばかりしていれば、理科が嫌いになるのは当たり前のような気がする。
私の学校時代の友人で、我々が試験の前に化学反応の式を覚えようとしていると、「なぜそれを覚える必要があるのだ。考えれば分かるではないか」と言った人がいた。化学反応の基礎の考え方を理解すれば、試験勉強などする必要がないということらしい。これを、実験で確かめつつ、生徒に理解させるのが本当の化学教育で、「理科離れ」を避ける一番よい方法なのであろうが、これは誰にでもできることではないだろう。しかし、それに向かって努力しなければ、「理科離れ」は防げないであろう。
化学反応だけでなく、自然現象をよく観察すれば、そこに基本原理があることが分かるはずである。こうして、自然科学は進歩してきたのである。我々のぐんま天文台でも、「本物を見せる」ことを目標にし、来館者が天体に接して、そこから宇宙の仕組みを見つけてもらえたらと希望している。その第一歩として、自然は美しいものであることを感じてもらいたいと思っている。
昔から、日本人は自然をこよなく愛し、自然と共存する仕組みを長年かけて実現してきた。
この自然をよりよく理解し、よりよい共存の途を探るのが、理科教育の大切な目的のはずであると考えている。

2

観測報告 宵の明星
上野
大月

宗孝（東京大学大学院総合文化研究科）
祥子、佐川 英夫（東京大学大学院理学系研究科）

金星は宵の明星とか明けの明星と言われるように内惑星ですう。赤外線観測のきっかけとなったのは、1983年に発見されから、宵の明星と呼ばれる季節には、薄明も終りようやく天体

た『金星大気の窓』の存在であり、その後の精密な観測により、観測が本格的にできると思うころには太陽を追いかけるように

1.01，1.10，1.18，1.27，1.31，1.74，2.3μmの各波長帯

西の空に沈んでしまいます。金星の観測を行っていると、夕方に、金星の厚い大気にも透過帯があることが判ってきました。

早めに観測装置のキャリブレーションデータを取り始めながらこれらの波長が『地球大気の窓』の内側に存在していたので、太陽が沈むのを待ち望み、運良く西の空が晴れているとすかさ

地上の望遠鏡でも金星大気の内側を覗き見ることが可能なのでず望遠鏡を動かし観測を行い、金星が沈んで空もすっかり暗くす。これを受けて日本でも2009年の打ち上げを目標に金星探なった後に校正用の天体の観測を行い終了させるということに査機(PLANET-C)が準備されており、至近距離から金星大気のなります。こうして毎日の天気を恨めしく思いながら細切れの

詳細観測を予定しています。金星大気の微細な構造はPLAN-

観測を続けることになります（普通の天文観測と比べると極め

ET-C到着までおあずけですが、大局的な構造を調べることはて健全な生活となります、ただし明けの明星はこれに比べると地上望遠鏡でも挑戦できます。そこでぐんま天文台に近赤外線

大変ですが・・・）。

の分光器があることを幸いに、金星の押しかけ共同観測を始めのぞ

金星は地球と双子星であると言われ、金星の直径は地球の大ました。特に観測時間についてかなりのご無理をお願いしてい

きさと近く、また地球と同程度の密度を持つ固体のまわりに大るにも拘わらず、西原さんを中心に快く対応していただいてお気を持っているなど似通った部分が多くあります。しかし金星り関係者一同本当に感謝しております。実は赤外線観測装置がの地表温度は 470℃程度という灼熱地獄のような環境であり、徐々に普及して来ている現在でも、近赤外線の分光器を有する海も存在せず大気は非常に乾燥していることが知られていま

望遠鏡は世界中でも十指に満たず、特に金星観測のような惑星す。これは金星が90気圧にも達する炭酸ガスの大気に覆われ、系の観測を本格的に行っているのはマウナケア観測所において非常に強力な温室効果により地表面の温度が高くなっているたも IRTF（NASA 赤外線望遠鏡）くらいしかありません。ぐん

めです。双子星と言われながらも、地球と金星とは天国と地獄

ま天文台の赤外線分光器は惑星観測においても極めて貴重な存のように現在の環境に差があります。二つの惑星の大きな環境在です。

差の要因は現在でもきちんと理解されていませんが、太陽系外

以下にぐんま天文台で観測を行った結果の一部を示します。

の惑星系が多数発見される時代にいる我々にとっては極めて重我々の金星観測では望遠鏡の動きを通常の恒星時に合わせて追要な研究テーマです。いったいどのような条件が整えば地球の尾しています。金星は恒星の運動に対して速度を持っています

ような環境をもたらし、何が欠けると金星のような環境になっので、赤外線分光器のスリット上を金星がゆっくりと移動しててしまうかは興味深い話題です。それは系外惑星系の中での生いくことになり、分光器のデータを時系列で見ると金星全面を命圏を考える良い指標となるからです。

スキャンしたものとなっていることになります。このため得ら

この金星観測においては、近赤外線波長がホットな窓となっれたデータから３次元のデータキューブを構築し、そこから波ています。長年にわたって金星は濃い大気の内側を見ることが長情報一定の面を取りだす操作を行えば、ある波長での金星全出来ないと考えられてきました。美しく輝く美の女神ヴィーナ

面の画像を得ることが出来ます。文章で書くと簡単ですが、キ

まとスが分厚いヴェールを纏っているのですからミステリアスな事ャリブレーションまで含めると少し面倒な作業になります。現

この上ないのですが、現在の観測者はそのヴェールの隙間を赤在も観測データの解析を続けており、大気光や CO ガスの分外線波長を使って垣間見ようとしているわけですから、ヴィー布などに関する成果を得ることが出来ると期待しています。

ナスも世の中が下品になったことにあきれていることでしょ

図1： 2004年5月11日に得られたJバンドスペクトル。黒線が金星のスペクトルであり、1.269μｍの鋭いピークを中心とした三つ山が金星の酸素分子による
大気光、青線は校正用に取得した標準星（βAur）である。

3

図２： 図１で示したスペクトル情報から大気光の成分のみを取りだし金星画像を再構築したもの（左図）。反太陽点よりやや朝側（ディスクの左端側）に強度のピークが見られており、従来からの観測上の特徴と一致している。今後の詳細な解析により大気光発光層温度分布を求めていく予定である。右側がJバンド全体の強度分布であり、昼面からの光の漏れ込みが見られる。

図３： 2004年7月４日に得られたKバンドスペクトル。下層大気の熱放射のスペクトルの上にCO分子の吸収が見られる。

図４： Kバンドのスペクトルデータから熱放射成分を切り出して金星画像を再構築したもの（左図）。熱放射の明暗から金星の雲の濃淡構造が分かる。右図は同様にCOの吸収を示す再構築図。

４

天体列伝

太 陽
Hα線で見る太陽の活動
減光処理をして一般的に見る可視光の像を「白色像」と言い

図2をみると、彩層は筋模様だらけだとわかります。この筋ます。太陽のエネルギーは「彩層」(図1参照)の下層にあるは磁力線に沿って分布した水素原子のようすです。特に黒い筋「光球」から放出されています。

模様は、ダーク・フィラメント（暗条）と呼ばれます。また、
図3で太陽の縁から突き出して見えるのがプロミネンス（紅炎）
で、数千〜１万度のプラズマです。プラズマとは、中性の水素１原子が電離してイオンになった水素気体 のことです。見た目では全く異なるダーク・フィラメントとプロミネンスは実は同じもので、プロミネンスは背景に明るい物体が無いので白く（カラーでは赤く）見えますが、ダーク・フィラメントのように背景に明るい光球が輝いている場合には、光球を隠すので黒く見えるのです。どうも、昔の人が別物と考えて命名したようです。プロミネンスの速度は秒速数百km、ある日突然噴出したり、ガスが細長い形でジェット状に噴出（サージ）したり、
太陽の光球面上ではダーク・フィラメントが突然消失することもあります。

図１：

彩層

2005年５月３日撮影

Hα線とは、水素原子の出す6563Åの赤い光です。光球から放出された光のうち、Hα線は光球より上層の彩層に大量に存在する水素原子によって吸収されます。すると、Hα線だけを通すフィルターをつけて太陽を見ると光球は見えず、その代
わり、光球の上にある彩層のようすがよく見えます。彩層では、いろいろな活動現象（プロミネンスなど）が発生しており、地上太陽観測ではHα線での彩層観測が有力です(図2参照)。

図3:

太陽の巨大プロミネンス

2004年10月23日撮影

さて、Hα線で見る太陽活動のハイライトは、時々、太陽面の一部が突然明るく（白く）見えるフレア（太陽面爆発）です(図4参照)。フレアは黒点の近くで現れることが多く、数十分
から数時間続くこともあります。フレアが起こると、水素爆弾
100万個以上を同時に爆発させたほどのエネルギーが発生する
ので、地球に深刻な影響を及ぼすこともあります。
太陽フレアが発生すると、実はいろいろなところで大騒ぎになります。まず、約8分後に強いX線や紫外線放射が地球に届
き、地球の超高層の大気から電子をはぎとって原子を電離させます。この過程で太陽の放射エネルギーが熱に変換され、電離図2：した超高層大気の温度が急激に上がり、地球大気が外へ向けて

Hα拡大像

１

５

中性の原子が残っていてもよい。

膨張します。すると、人工衛星が飛んでいる高さの大気密度が

図５（a）

大きくなり、人工衛星が受ける空気抵抗が増し、衛星の高度が
磁
力線落ちたり、姿勢が変わったりします。異常に強いフレアによっては、高エネルギーの粒子が放出されて人工衛星の電子回路や太陽電池に当たり、通信衛星や気象衛星を壊すこともあります。
また、電離層の反射を利用する通信には特に障害が起き、フレアが終わるまで回復しません。以前、レーガン大統領が乗ったジェット機が中国へ向かっている途中で無線連絡が途絶えた経験から、アメリカ軍は太陽活動に注目しているようです。さ磁力線のつなぎかわり

図５（b）

らに、軌道上の宇宙飛行士には地球大気のようなバリアもなく、宇宙船の薄い外壁しかありませんので、致命傷になる可能性があります。船外活動はもちろん即刻中止、急いでフレア待避用のシェルターに避難しなければなりません。
このように、宇宙時代を迎えて、太陽フレアが地球に与える影響はますます増加しています。今後も太陽活動を注意深く観測して、正確な宇宙予報を提供する必要性が高まっています。

図５（c）

図5：

磁気リコネクション

1991年に打ち上げられた「ようこう（陽光）」衛星は、磁気リコネクションモデルが予言したのとそっくりな形のとがったカスプ型の高温ループを発見しました(図6参照)。また、温度を測るとカスプの外側で最も高く、カスプの内側になるほど温度が低くなっていましたが、これも、ループの外側ではリコネ
図４：

太陽フレア

2004年7月22日撮影

クションが起きたばかりなので高温のプラズマが外から積もってきて、内側では冷却の効果によって温度がだんだん低くなる

フレアでは何が起きているのかという理論モデルからの予言とよく合っています。近年では、

太陽のエネルギー源はその中心部分での核融合反応です。こリコネクションに伴う流れも見つかり、磁気リコネクションモ
3

デルが正しいことがほぼ決定づけられました 。

のエネルギーは外へ向かって伝わり、太陽の光球面まで到達してから宇宙空間へ放出されます。では、どうして時々フレアをフレアのエネルギーが解放されるメカニズムはわかってきま起こすのでしょうか。実は、太陽は強い磁場を持っており、そしたが、フレアに至るエネルギーを蓄積する機構やフレアが生れが原因で次のように発生すると考えられています。

じるきっかけについてはほとんどわかっていません。特に、フ

図5(a)の矢印は磁力線を表していて、左側と右側とで磁力線レアが発生する条件を明らかにすることは、現在の地上観測での向きが逆向きになっています。このように反平行な磁場成分もある程度迫ることができ、ぐんま天文台の太陽望遠鏡と分光を持つ磁力線どうしが近づくと、その部分に拡散が生じて、図器で貢献していきたい分野です。
(主任(観測普及研究員) 中道 晶香)

5(b)のようにX状に交わり、図5(c)のようにつなぎ変わって（磁気リコネクション）上下に２組のとがった構造を持つ磁力線ができあがります。磁力線はゴムひものような性質があり、とがった形はゴムひもを引っ張った状態に対応します。磁力線2はゴムひも のように上と下へそれぞれ弾かれていきます。そして、上下の磁力線が切れて横の磁力線と再結合します（リコネクション）。下側にできた頭がとがった「カスプ」と呼ばれる構造が丸くなると、図の真ん中の空いた場所では圧力が下がり、左右からまた磁力線が流入してつなぎ変えが繰り返されます。
このとき周囲のガス(プラズマ)が磁力線に巻き込まれていっしょに運動します。左右からやってくるプラズマは互いに衝突して (磁気流体スローモード) 衝撃波をつくり、そこで熱を発生します。この過程が急激に大量に起こっているのがフレアだと

図6： 「ようこう」軟X線望遠鏡がとらえたカスプ型フレア 1992年2月21日(JAXA宇宙科学研究本部提供)

考えられています。
3

2

これは「パチンコ効果」と呼ばれる、ゴムひもの張力で玉を飛ばした昔の子供の遊び道具のパチンコ。

６

今でも磁気リコネクションモデルに異議を唱える研究者が存在する。

天体観測入門
フィルター（２）

前号では天文観測でどのようなフィルターを使うのか説明し

a：星の画像(図1の一部を拡大したもの)。

ました。一言でいえば、自然界の光にはいろいろな色(波長)の画像は細かいマス目(ピクセル)から成光が含まれているので、そのうち必要な波長の光だけを切り出り、各ピクセルに星から来た光の明るすのがフィルターの役割、ということでした。観測の前にはどさが(数字として)記録されています。

ういう波長の光を取り出すのが面白いサイエンスにつながる

b：ピクセルの明るさを数字化したもの。

か、考えつくすものです。

星の中心部分で明るく、数a

さて、今回はフィルターを使った天体画像の測定例を紹介し11 101 101 101 101 99 100 101 101 100 100 99

字も大きくなっています。

ましょう。表紙の写真の天体は、今ごろの観望会でもよく見る10

99 101 100 102 102 101 101 101 100 101 99

星から離れたところでも明球状星団M13です。青い星、赤い星が入り交じっていますが、9 100 100 100 102 102 105 104 104 101 99 100

るさがあります。これは大8 100 100 101 105 114 127 125 115 105 102 100

これらの星についてどのように測定してどのような情報を引き

7 101 100 102 116 175 303 272 163 113 103 102

出しているのでしょうか。

6

99 100 107 138 339 777 609 250 124 104 101

5 100 102 106 131 290 599 450 184 116 102 101
4 100 100 103 112 150 199 169 122 106 102 100

測定

気などが原因で、「空の明るさ」とよびます。
c：bの明るさを横線にそって

3 101 99 102 104 109 113 111 106 103 101 100

グラフにしたもの。赤で塗

表紙のM13はB、V、Iのフィルターを通して取得した画像が2

99 100 101 101 103 101 103 100 101 101 100

った部分が星の明るさ、青別々にあります (図1)。これらはもともと白黒の画像ですが、

1

98 101 101 102 102 102 103 101 99 99 100の部分が空の明るさ。星の1

仮の色がつけてあります。

2

3

4

5

6

7

8

9 10 11b

さて、各フィルターの画像で星の明るさを測ります。星の明

明るさを測るには、まず星の場所の明るさを測ります

るさを測る手順はだいたい図2のようです。ただし、これはま（A＋B）。これには空の明

わりに同じような明るさの星がほとんどないと考えられる場合

るさ（B)も含まれるので、で、今回の球状星団のように星が混み合っているところでは図

空の明るさを星のまわりの3のようにして間接的に測ります。これはプロファイル・フィ

場所で測って、星の場所のA

ッティングとよばれます。

明るさから引いて補正しま

ここでは緑に近いVバンドと赤から赤外にかけてのIバンドです。別の方法として、点線明るさを測りました。その明るさの比が色に対応します。例えのように近似してその点線

ば青っぽい星はVバンドの光がIバンドの光の量の倍に、逆に赤の明るさを星の明るさとしっぽい星はVバンドの光がIバンドの光の半分しかない、といって間接的に測ることもありBた具合です。天文学ではこの色という人間の感覚を「Vバンドます。

の光が I バンドの光の何倍」というふうに数字に置き直して表現します。こうすることで、例えば、Vバンドの光がIバンドの図2： まわりの星から十分光の5倍の星は、2倍の星より青いということが言えるように

1

2

3

4

5

6

7

c

Bバンド

Vバンド
図1： M13のBバンド、Vバンド、Iバンドの画像

７

8

9 10 11離れている星のるさの測り
かた

Iバンド

a：重なってみえる星の画像

明
る
い
↑

b：明るさを数字化したもの。
c：明るさの変化を横軸に沿ってプロットしたもの。

V（等級）

この場合は、一つの星の場所に隣の星の明るさがa

かぶってくるので、直接

77 75 73 72 71 73 72 73 75 74 71
75 74 73 74 75 73 73 72 71 72 71

は測れません。それぞれ

73 75 77 82 84 79 75 76 75 73 72の星の明るさを点線にそ

73 78 101 150 159 110 90 95 102 87 76って間接的にはかりま74 90 187 486 489 216 115 152 200 127 85

す。

↓
暗
い

76 95 226 588 537 201 105 155 189 118 80
76 85 132 221 186 112 86 95 99 88 77
72 74 82 94 90 80 76 74 76 77 74

青い←

V−I（色）→赤い70 72 75 76 78 76 73 72 71 71 71
71 73 73 74 76 75 72 70 70 70 70

図4： M13の色等級図。いくつかの星について、それが画像

71 72 72 71 73 72 70 71 70 70 73

上でどう見えるか示してありますb

まりの星は、比較的青く、明るい星として見えるはずですね。
ここでのべた色を使う方法は、銀河までの距離を調べて宇宙の中でどのように銀河の分布が変わって来たのかなどにも適用できます。色を測ることはシンプルですが、暗い天体の探査や研究には他をもって変えがたく、今でも何百本という論文が書けるほど強力な武器でもあるのです。
何を読むか
サイエンスのはじまりはこれからです。図4からどんなことを読むのでしょうか。一例として、図5に二つの極端な年齢、
1億年と100億年、の星が、色等級図でどこに分布するかを示しました。これを図4のM13の色等級図と比較すれば、この球状星団はまぎれもなく100億年に近いことがわかることでしょ
1

2

3

4

5

c

6

7

8

9

10 11

図3： 星が混み合っている領う。むろん、この星団の年齢が100億年なのか110億年なのか域での星の明るさの測りかた

はもっと詳しくみないといけませんが、こういう年齢といった情報をひきだし、それらをもとにして、たとえば、天の川の進化のストーリーを作り上げていくのが天文学なのだと言ってもなりますし、測定誤差がなければ非常に小さな違いまで言える

いいのです。

ようになるのです。図4には、このようにして明るさや色を測(主任(観測普及研究員) 長谷川 隆)

定したM13のたくさんの星々について横軸に V バンドと I バン
ドの比で表される色を、縦軸にVバンドの明るさそのものを示
1

します 。これが色と明るさ(等級)の関係を表したもので色等級図とよばれます。図に記した全ての点はそれぞれがM13の画
像上のどれかの星に対応しており、そのうちいくつかの点はそれが画像上でどんな星であるかを示しました。図4で V−I =−0.2〜0.2で、V = 15.5を中心にかたまりになっている星た
ちがありますが、画像上でどのように見えているか、探してみませんか。
大部分の星は赤く測定されていますから、このかたまりの星たちは画像の上では大部分の星より青くみえるはずです。明るさとしては、大部分の星は V = 17〜19と暗いですから、かた1

天文学では、さらに慣習として、明るさは、その対数を使い、符号を反対にして表します。m (等級) = −2.5×log10( L (明るさ))。ですから、明るさを等級として表した縦軸は、数字が小さいほど明るくなります。またVとIバ
ンドによる色(明るさの比)を表した横軸は数字が大きければ赤くなります。

図5： 1億年（青線）と100億年（赤線）の年齢の星が色等級図上で分布する範囲

８

天文台の気象のはなし
天文台の気象のはなし
雷の季節
雷の季節
同じ水蒸気の量であっても、温度が低くなれば湿度が上昇する

群馬の夏の風物詩といえば雷です。ここ高山村でも暑い夏ののです。

夕方には頻繁に雷雨に襲われます。昼間はかんかん照りでほとんど雲もないのに、夕方になって「今夜は天の川がきれいに見

今「空気の塊」を考えます。この空気の塊が何かの力で上空えるかな」と期待していると、にわかに雲が空を覆い、あっとに持ち上げられると、上に行くほど気圧は低くなりますから空いう間に真っ暗になって激しい雷雨に見舞われる、なんていう

気の塊は膨張します。するとその空気の塊の温度が下がります

ことも珍しくありません。どうして群馬は雷が多いのでしょう（熱力学第一法則）。その結果、相対湿度が高くなり、ある高さか。そもそも雷雨になるメカニズムとはどのようなものなのでまで持ち上げられた空気の水蒸気は飽和することになります。

しょうか。

そして、それ以上持ち上げられれば雲が発生することになります。つまり、雲が発生するには空気の塊を持ち上げる力が必要なのです。
実は夏に雷雲を発生させるのは地上付近の「上昇気流」です。
夏の強い日差しを受けると地上付近の空気は暖められ、暖められた気塊は軽くなるので上昇しようとします。そのまま上昇を続ければその気塊の温度はどんどん下がってついに雲が発生するはずです。ところが飽和していない空気が上昇するとき、一定の比率(Ａ)（約1℃/100m）で温度が下がりますが、通常は周囲の空気層の気温が下がる比率(Ｂ)（高度１０kmくらいまで
は約0.4〜0.7℃/100mの割合で上空ほど温度が低くなります）
よりも気温の低下が大きいため、一定の高さまで上昇すると周囲の空気と上昇した気塊の温度が同じになり、それ以上上昇することはできません。たまたま何かの力によって水蒸気が飽和するまで上昇すれば雲が発生するわけですが、飽和した空気が上昇する場合の温度の減率(Ｃ)は飽和していない空気の気温減率より小さく0.5℃/100m前後ですから、もしＣ＞Ｂであれば、それ以上気塊は上昇できず、雲は発達することはできません（この状態を「大気が安定」といいます）。しかし、何かの事情
でＣ＜Ｂという状態にあれば、気塊はさらに上昇を続け雲はどんどん発達して、積乱雲と呼ばれる雲に成長し、ついには激し

雷雨の予感（雄大積雲）い雷雨をもたらすことになるのです。このようなことが起こる

夏、天気予報で「明日は大気が不安定になるので関東では広のはどういう場合かといえば、地上付近の温度が高く、上空のい範囲で雷雨となるでしょう」というようなコメントを耳にし温度が非常に低いような場合（上空にふだんより冷たい空気がます。実はこの「不安定」というのがポイントなのです。たぶ入ったとき）ということになるのです。これが「大気の状態がん、みなさんは「大気が不安定」と聞くと、何となく空気が激不安定」ということなのです（図１）。

しく波を打っているとか、鳴門海峡のうず潮のように乱れている、というようなイメージを持つのではないかと思います。実は「大気が不安定」というのは、正確には「大気の状態が不安定」ということで、簡単に言うと、通常より上層の空気が冷た
く、下層の空気が暖かい状態のことなのです。このようなときには雷雲が発達しやすくなるのです。では、雲はどのように発生するのでしょうか。
雲の正体は小さな水滴（または氷粒）だということはご存じだと思います。空気中の水蒸気が飽和して空気中に水滴や氷粒となって漂っているのが雲というわけです。なぜ水蒸気が飽和するのかといえば、それは空気が冷やされるからです。空気には多かれ少なかれ水蒸気が含まれていますが、温度が高いほど空気が含むことのできる水蒸気の量は多くなり、温度が低くな
図1るほど含むことのできる水蒸気の量は少なくなります。つまり

９

地表付近の空気が夏の強い日射で暖められると上昇流が発生

沿いで上昇気流が発生し、関東平野では山に向かって南東よりするわけですが、雷雲は関東平野の真ん中よりも群馬県や栃木の風が吹くことになります。こうして午後から夕方にかけて山

県などの山沿いで発生することが多いのはなぜでしょうか。夏間部で発生した雷雲は、発達すると日差しが弱まって北西寄りの日差しが地表を熱するのは平野部でも山間部でも同じですかの風に変わった関東平野を南東方向に下ります。吾妻方面からら、平地でも山沿いでも同じように上昇気流が発生してもよさ

吾妻川沿いに、また利根方面から利根川沿いに雷雲が平地を襲そうです。

うのはそのためです。

ところが、山沿いと平地の地面付近の空気がそれぞれ同時に暖められたとしても、山沿いの空気の方が最初から高い位置に（前総務グループリーダー 佐藤 武夫〔気象予報士〕）

あります。空気は一斉に上昇するわけにはいきませんから、平地の空気は山沿いで先に上昇した空気のあとを補充する役割に回らなくてはならないのです。そのため、暑い日には最初に山空を見上げてみよう
夏の大三角とベガ
夏の大三角を見つけよう

織姫星は特別な星

夏の夜空を見上げると、まず３つの明るい星が目に付きます。

また、ベガは天文学上でも大変重要な星です。地球から見る

この３つの星をつなぐと大きな三角形ができます。これが「夏とちょうど0等星の明るさで輝いていますが、実際には表面温の大三角」と呼ばれる星の並びです。この夏の大三角も前回紹

度が約1万度、光度は太陽の約50倍で直径が太陽の3倍もある介した北斗七星と同じように星座ではありません。北斗七星は星です。スペクトル型はA0Vで、連続スペクトル測定用の第1

おおぐま座の一部でしたが、夏の大三角を形作る３つの星は、次標準星としての役割を担っています。これは連続スペクトル

それぞれ別の星座に属しています。

を測定する際にすべての星のデータがこのベガのスペクトルとこと座のベガ、わし座のアルタイル、はくちょう座のデネブ比較されることを意味します。つまり、星を観測するために得です。どれも１等星クラスの明るい星なので、さがすのはそれられたデータを補正するための基準になる星なのです。全天にほど難しくはないと思います。夏の星座を探すのに一番の目印

輝くたくさんの星の中でもっとも特別な星なのです。

になりますので、ぜひ探してみてください。
織姫星の周りはほこりだらけ！
七夕伝説の織姫星と彦星

また、ベガは波長の長い赤外線で観測すると意外なほど明る夏のころ、特に７月になると決まって聞くのが七夕の伝説、く輝いています。この事実は1981年に打ち上げられた赤外線

牽牛と織女の恋物語です。このうち牽牛(彦星)に当たる星がわ

天文衛星IRASによって明らかにされました。波長の長い赤外

し座のアルタイル、織女(織姫)に当たる星がこと座のベガです。

線で観測されるのは絶対温度で数十K〜数百Kという温度のと二つの星の間には夏の天の川が横たわっています。月明かりのころです。しかし、前にも述べたとおりベガの表面温度は1万ないよく晴れた夜に、山の上などの空気の澄んだ場所で見ると、

度です。通常であればこのような赤外線が観測されるはずはあ

薄い雲のように見えます。七夕の伝説のとおりアルタイルとベりません。そこでこの事実をうまく説明するために、ベガの周

ガは天の川を挟んで離れ離れになっているのです。しかし、太りにはたくさんの塵が存在し、その塵がこの赤外線を放出して陽からの距離はそれぞれ16光年と25光年です。二つの星の距いると考えられています。生まれたての星や年老いた星の周り離もおよそ16光年ですので、7月7日の晩に年1回のデートをで塵の存在を示す証拠が検出されたことは以前からありました

するのは現実的には無理な話です。

が、主系列星の周りを取り巻く塵の存在を示す証拠が得られたのはベガが初めてだったので、この事実はまったくの予想外だ

織姫星も北極星？

ったのです。

ところで前号の歳差運動の話を覚えていますか？前号11ペ

現在では赤外線のスペクトルが詳しく調べられ、太陽系の2ージの図を見ると西暦14000年ごろには地球の地軸がベガの倍もの広い範囲に分布していることもわかっています。もしか近くに向くのがわかります。ということはそのころにはベガがしたら太陽系と同じように惑星系が形成されているかもしれま

今の北極星と同じ役割を担うことになります。また逆にせんね。

14000年前にはベガが北極星だったわけです。織姫星は七夕だけでなく1年中見える星だったわけですね。

(指導主事 倉林 勉)

10天文台の素朴な疑問 ? 昼間は何をしているの?
天文台というと、みなさんはどんなことを思い浮かべますか。まずは望遠鏡、そして星でしょうか。星といえば夜です。ああそうか、望遠鏡を使うのは夜だから、天文台は夜になると活動する施設なんだな。
「いいなあ、毎晩望遠鏡を覗いて星を見ることができて」と、こんな具合でしょうか。星といわず、星雲、星団や銀河などの天体を見ることができるのは夜ですから、天文台が夜に活動する施設であることに間違いはありません。でも、天文台にある望遠鏡は天体を見るだけの道具ではありません。
みなさんが目で見て何かの様子をつぶさに知ることを観察といいます。見るものが天体の場合は特に「観望」といっています。道具を使って何かの量（位置や速度、光の強さなど）を測ることは観察とはいわずに「観測」といいます。どんな光がどれくらいやってくるかを調べて天体の成分や速度、温度などを知るのが天体観測です。望遠鏡で集めた光を目的に応じて成分分けする観測装置、光の強弱を電気量に置き換える検出器、その電気量を数値化するA/Dコンバータ、そして数値を記録するのがコンピュータです。光の強弱の情報は最終的には数字の集まりとなってコンピュータ上にファイルとして保存されます。これがデータです。データを画像として見るには、数字が大きいところほど明るく小さいところほど暗くなるようにしてディスプレイで表示します。このようなデータを手に入れるために最初に光を受け止める道具、それが望遠鏡なのです。
さて、データを見てすぐ、この天体の明るさは○○等級で、温度は◎◎度で、成分は△△が◇◇、▽▽が□□入っているなどとわかるのでしょうか。そんなことはありません。データには、望遠鏡と観測装置、検出器それぞれに特有の性質からくる情報の歪みが入っています。観測したときの天体の高度や気象条件などによる地球大気の影響が入ります。たとえば、画像の周辺が暗くなったり、ノイズが乗ったり、天体の光に地球大気の発する光が混ざったり、光の成分の比率が変わってしまったりします。このような歪みや影響を取り除いて純粋に天体からの光だけの情報に直さなければ、天体の光の強弱を正しく測ることができません。
このようなデータ解析と呼ばれる作業には、コンピュータの助けと時間が必要です。さらに、測った量が天体について何を語っているのかを読み解かなければなりません。これにも時間が必要です。そんなわけで、天文台は夜は観測をし、昼間は（天気の悪い日も）データ解析と測った量の読み解きをしています。
このような研究と呼ばれる活動のほかに、ぐんま天文台ではさまざまな教育活動や普及活動を行っています。こうした活動は、打合せや準備などの時間も含めて、昼間も夜も行っています。
天文台はいったいいつ眠るのでしょうね。
(専門員(観測普及研究員)

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根 寿彦)