ステラーライト

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No.

ぐんま天文台のモニュメントを見て思うこと
岡崎 彰
施設紹介 〜65cm反射望遠鏡〜
変光星の短周期変光検出
チャティフ･クンジャヤ
天体列伝 〜銀河M51〜
天文学はじめの一歩 〜光電測光器〜
平成12年度観測研究講座レポート
観測研究講座について
観測研究講座に参加して
中井 辰治
ボランティアの声
永井 淳

ぐんま天文台のモニュメントを見て思うこと
群馬大学教育学部教授

岡崎 彰

ぐんま天文台を訪れると、野外広場に並ぶストーンサークルやジャンタル・マンタルのモニュメントが鮮やかに目に映る。どちらも昔の天文の遺跡や施設を模したものだ。いったい、当時の人々は彗星や新星などの天
文現象をどんな思いで見ていたのだろうか。
さて、日本と朝鮮が中国文化の影響を強く受けたことは世界史の授業で学ぶけれど、10世紀に宋から独立したベトナムが同じように中国文化と深く関わっていたことは意外に知られていない。実際、ベトナムでは近世まで王朝が編纂する史書は漢文で書かれていた。蛇足であるが、現代日本語と同じように、ローマ字表記の現代ベトナム語にもたくさんの漢語が混じっている。たとえば、テンヴァンホク（thien van hoc）が「天文学」
であることを知れば、漢語に親しんでいる私たちにはヴァンホク（van hoc）の意味はすぐにわかる。
ところで、中国・朝鮮・日本の史書や昔の日記には天文現象の記事が時々含まれていて、現代天文学に貴重な情報を提供してくれることがある。たとえば、おうし座の「かに星雲」は1054年に出現した超新星（太陽よりもずっと重い星の最期の大爆発）の名残だと見なされているが、藤原定家の「明月記」や中国の「宋史」などには、その爆発が記されている。ベトナムは中国よりも南に位置しているので、もっと南の空まで見渡せる。
だからベトナムの史書を調査すれば、思いがけない天文現象の記事が新たに見つかるかもしれない。私がそう考えたのは、今から二十年ばかり前の話だ。そして、現存するベトナム初期の史書としては「大越史記全書」と「越史略」の２種類があること、前者については天文古記録研究の大御所、ホー・ペンヨーク氏により調査済みであることを知った。そこで、「越史略」を共同研究者と一緒に調査し、1040年から1225年の間に18件の天文記事を拾い出した。このうち9件は「大越史記全書」と同一内容であったが、残り9件は「越史略」独自のもので、その中には1222年のハレー彗星の記事も含まれていた。期待していた大発見はなかったが、面白い副産物があった。２つの史書では数ヶ所で何年間かにわたって同一内容の記載年が系統的に1〜2年ずれており、その正当性が歴史学者の間で議論されていた。実は、その該当期間に両史書で同一の惑星現象の記事（図参照）が載っていたのだ。惑星の位置計算と比較したところ、その期間では「越史略」の記載年の方がよく合っていた。
当時の人々は天変に畏怖の念を抱き、それが人間社会にどう影響するかを真剣に考え、多くの天文記事を後世に残した。「越史略」の記事にも
当時の人々のそんな気持ちが込められていたと思う。一方、学問的な立場で現在から振り返ると、これらの記事は天文学の過去の重要なデータであると同時に、時には歴史学などの貴重な資料となっている。言い換「越史略」の１頁。１〜２行目の「大定十四年…冬十月歳星犯太白」が問題の記
えれば、夜空を見上げていた当時の人々は、思いもよらない形で現代の事。「歳星犯太白」は「木星が金星に接学問に貢献したことになる。ぐんま天文台のモニュメントを見るたびに、近した」という意味。（東京大学東洋文
その不思議な巡り合わせを思うのである。
化研究所 所蔵）
酸素原子の光水素・窒素原子の光

硫黄原子の光

ぐんま天文台65cm望遠鏡と小型分光器を使って観測した、「かに星雲」（表紙）のスペクトル(波長4500〜7000Å付近）。上下方
向は星雲の場所に対応します。左右は波長(色）に対応し、右側ほど波長が長い（赤い）。近づいてくる物体からの光は速度に比例して青い方にずれ（偏移し）ます。左の明るい部分は酸素原子の光（5007Å）ですが、かに星雲のガスは複雑な運動をしているため、場所(上下）によって光が左右にずれています。右側の水素原子（6563Å）と窒素原子の光（6548Åと6584Å）でも酸素原子の光同様、ガスの運動による偏移があるため非常な複雑な画像になっています。さらに右には硫黄原子の光（6719Åと6731Å）も見えています。水素、窒素、硫黄原子からの光は異なった物理状態のガスから放出されるため、これらの光の強さからかに星雲の状態を推定することが出来ます。

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施設紹介
〜65cm反射望遠鏡〜
ぐんま天文台65cm反射望遠鏡（以下「65cm望遠鏡」、写真
右）は、天文台本館南側にある７ｍドームの中に設置されています。2枚の鏡を使ったカセグレン式で（ステラーライトNo.3の「天体観測はじめの一歩」参照）、主鏡の直径が65cmあります。合成F値は12で、焦点距離は7800mmです。
望遠鏡を支える架台はフォーク式赤道儀で、計算機制御されています。星を導入する場合の精度（指向精度）は約15秒角、星を追いかける精度（追尾精度）は15分間で約1秒角(自動追尾補正なし)です。眼視観測や短い露出時間の写真撮影、またCCD
撮像観測にはほとんど問題ありません。
65cm望遠鏡の眼視観測には、ワンダーアイと呼ばれる専用の延長光学系を用います。接眼部が自由に動き、背の高い人から低い人まで簡単に対応できます。CCD観測はApogee社のAP7を用います。これは512×512ピクセル（1ピクセルの大きさは24μm×24μｍ）の電子冷却式モノクロCCDカメラで、5分角の視野をカバーできます。フィルターを利用してカラー合成の
みならず本格的な撮像･測光観測が可能です。35mm判のカメラ（ニコン）と6 7判のカメラ（ペンタックス）もありますが、CCDの方がはるかに感度がよく容易に高精度で星の明るさを測定でき、写真観測の機会は少なくなっています。この他、光電測光器と小型分光器が用意されています（光電測光器については今号の「天体観測はじめの一歩」を参照）。以下
では、65cm望遠鏡とCCDカメラを用いた観測の一例として、変光星の観測について紹介します。
（観測普及研究員 河北 秀世）■ぐんま天文台65cm望遠鏡を用いた変光星の短周期変光検出
バンドン工科大学 チャティフ クンジャヤ
時間とともに明るさが変わる星を「変光星」と呼びます。明るさの変化(変光）が十分に大きければ、肉眼で明るさの変化を確認できます。一つの例は西暦1054年の超新星爆発です（表紙および裏表紙解説参照）。私たちの銀河系内で起きる超新星爆発の頻度は数百年から千年に一度で、非常に稀な現象です。この他にもたくさんの種類の変光星があり、その変光を小口径の望遠鏡で比較的短期間に捉えられるものも多くあります。
これらの星の変光の観測であれば超新星の場合のように数百年も待つ必要はないのです。

クンジャヤさんは2000年9月から12月までの間、ぐんま天文台に滞在して65cm望遠鏡や観察用望遠鏡を用いた観測、解析を行いました。
10月からは天候にも恵まれ、ここに紹介した観測を含め、観測の成果をインターネットを通じて世界に発信しました。また、ぐんま天文台職員の衣笠、長谷川、京都大学の加藤太一さんのグループと共に観測結果を論文にまとめつつあります。

変光を観測するには、ある星を異なる時刻で撮像してその画像を比較します。新星や矮新星など突然明るくなる天体現象では、特にデータ処理をしなくてもその星が暗い状態か明るい状態かがわかります。このような観測は「パトロール観測」と呼ばれます。

3

この観測に必要なものは、小口径望遠鏡、CCDカメ

2000年11月に観測した「白鳥座V503（V503 Cyg)」

ラ、監視する天体のリスト（星の赤経・赤緯、変光幅という星の光度曲線です。変光のパターンから、変光を含む）、そして電子化された星図（

周期は約２時間と精度良く決まりました。

Catalog View

Guide Starなど）です。ある星が明るくなっていこの他にも、65cm望遠鏡を使って「アンドロメダ座

れば、世界中の天文観測者に知らせます。他の観測者

IW星（IW And）」を観測しましたが、0.02等以上のはさらに観測を集中して行うことができます。このよ

変光は観測されませんでした。これはIW AndがSUう な 情 報 交 換 の 手 段 と し て は 、 インターネット上のUma型の矮新星ではなかったか、この星の2000年11

VSNET (http://www.kusastro.kyoto-u.ac.jp/vsnet,

月の増光がスーパーアウトバーストではなかったこと

vsnet-adm@kusastro.kyoto-u.ac.jp) があります。

を示しています。他にも観察用望遠鏡を使って「アンSU Uma型矮新星として知られる変光星では、明るドロメダ座KW星 (KW And) 」や「うお座TY星 (TY

い状態（明るい状態はアウトバーストとかスーパーア

Pis) 」を観測しました。

ウトバーストと呼ばれます）において、スーパーハン

別の種類の変光星には「近接食連星」における短周プと呼ばれる現象が起こる場合があります。これは非期変光があります。近接食連星とは、非常に接近した

常に急激な明るさの変化で、それにかかる時間は通常二つの星が互いの周りを回りあっており、周期的に一2時間以下です。今度は星の明るさを何度も正確に測方の星が他方の星を隠すというものです。これら二つ

定し、時間ごとの明るさをグラフにすれば（このグラの星は非常に接近しており、あたかも一つの星のようフを光度曲線といいます）、それは周期的に変化する曲に見えます。もしも二つの星の温度が大きく異なって線になっています。

いれば、周期的に明るさが大きく変わって見えます。

その変光は小口径の望遠鏡とCCDカメラ、たとえば光度曲線を作るためには、天体の画像をCCDカメラ

ぐんま天文台の65cm望遠鏡とApogee社CCDカメラでで多数連続的に取得し、各画像ごとに星の明るさを測十分検出できます。図１は光度曲線の一つの例で、定する必要があります。Apogee社CCDカメラの場合、画像取得には、MaxIm DLというソフトウェアを使います。このソフトウェアを使えば、ダーク画像や薄明

2000/11/29

0.75を使ったフラット画像を取得して天体の明るさを決定するための画像処理やデータの整約・較正を行うこと

明るさ（等級）

0.80

もできます。65cm望遠鏡の追尾は良好で、天体は１，２時間程度の追尾中に大きくずれたりしません。自動0.85

的にアパーチャー測光（ある狭い天空上の領域から来る光の量を測ること）をするソフトウェアは、京都大0.90

学の加藤太一氏が開発したものを利用しました。
パトロール観測は、多少のトレーニングを積めば、0.95

プロの天文観測者でなくても可能です。変光曲線を得るためのデータの整約・解析は多少複雑なので、系統

1.00
0.35

だった訓練をより長い間行う必要があります。珍しい

0.37 0.39 0.41 0.43 0.45 0.47 0.49 0.51

天文現象を楽しむことに興味ある人は、ぐんま天文台

観測時刻

でそのような訓練を積んでみて下さい。
図1：白鳥座Ｖ503の変光曲線

天体列伝〜銀河M51〜
春に見やすい星座のひとつに、りょうけん座というしかしこの星座には明るい有名な銀河がたくさんあり

星座があります。りょうけん座はあまりなじみのないます。その一つが星座で、３等星より明るい星が２個しかありません。

上の小さい銀河がNGC5195で、大小２つの銀河がセ

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子持ち銀河

M51 (図1)です。左を微分回転あるいは差動回転と呼びますが、渦巻きの腕は回転していくにつれてどんどん巻きついてしまいます(図2)。しかし、ほとんどの渦巻き銀河は生まれてから最低でも数十回転はしているので、これでは現在見える渦巻き構造を説明できません。

図２：内側と外側が同じ速度で回転していると時間が経つと内側の方が巻きがきつくなりどんどん巻き込んでしまう

この謎を解決するのに登場したのが（図3）でした。 この理論では渦巻き構造は銀河円盤の図１：M51(中央）とNGC5195(左上）。Hα（水素原子の光）、NII（窒素原子の光）、V-band(連続光）を青、緑、赤で疑似三色合成したもの。
＊画像はぐんま天文台が提供＊

波のパターンだと考え、星やガスなどの物質が一体となって腕として運動しているわけではない、と考えます。この考えでは渦巻きの腕を形作る星はいつも同じ星ではないのです。星やガスはパターンの腕の部分にットになって見えます。M51は可視光では２本の腕か入ると他のところにいる時よりもゆっくり動きます。

ら成る美しい渦巻き構造を持ち、天文愛好家にも多くそのため腕の部分では他の部分より多くの星やガスがのファンがいますが、天文学的にもとても重要な天体集まって、渦巻き構造として際立って見えるのです。

です。世界中の可視光や赤外線、電波、X線などいろ

また、ある時腕の中にいた星が出ていってもまた次のいろな波長のどの望遠鏡でも必ず一度は観測される
お約束

密度波理論

星やガスが入ってくるので、外から見ると渦巻き構造の銀河なのです。その理由は、多数の銀河の（パターン）がずっと保たれているように見えるのです。

中でもこの銀河が顕著な２本の渦状腕を持つこと、銀

この波のパターンが、密度波です。

河をほぼ真上から観測できること、光をはじめ赤外線

これは、例えば高速道路の渋滞のようなものです。

や電波、X線などほとんどの波長で明るく観測が容易

渋滞をある瞬間に上から見ると、渋滞の所だけ車の密であること、距離が約 3000万光年と比較的近く、み度が高く、その他の場所では車の密度はまばらに見えかけの大きさが適度で構造を調べやすいことなどです。

ますね。そして、渋滞は続いてもそれを構成している銀河は10〜1000億個程度の恒星の大集団ですが、車はいつも同じではなく、渋滞から抜け出た車もいる

大きく分けて渦巻き(渦状) 銀河、楕円銀河、不規則銀

し新しく入って来る車もいます。また、渋滞している河の３種類に分類されます。我々の銀河系や、有名な距離は短くてもそこから出るには時間がかかります。

アンドロメダ銀河（約230万光年の距離）も渦巻き銀

この渋滞している部分が渦巻きの腕と例えられます。

河です。渦巻き銀河は、銀河中心部分の球状の「バルこの銀河の中の「渋滞」は、古い星が渦巻き状に分布

ジ」と、薄いパンケーキのような円盤（「ディスク」）、することによって引き起こされます。多くの星がある

さらにこれらを取り囲む大きな球状の「ハロー」といところでは、その重力に引き寄せられて、そこから離う３つの成分から構成されています。渦巻き構造は円れるのに時間がかかるのです。M51のいろいろな波長

盤の中に見られます。我々の銀河系の場合には地球がでの観測は、この密度波理論でとても良く説明できま

円盤の中にいるために、その渦巻き構造を直接見るこす。古い星の分布を表わす近赤外線の観測でみられるとはできませんが、もし外から眺めることができれば、この渦巻き構造が見えることでしょう。観測によって最初に渦巻き構造が発見されたのがM51でした。
渦巻き構造がどうやってできるかは長い間多くの天

時間が
たつと…

文学者の間で議論されました。最初は星やガスが渦状に分布したまま回転していると思われていました。しかし、渦巻き銀河では銀河のごく中心を除くと回転速
度がほぼ一定であることが観測からわかってきました。

渦巻きの腕の部分

従って外側ほど一回転するのに時間がかかり、外側が
図3: 密度波理論を渋滞に例えてみたもの。渋滞している車はいつも同じ車ではなく、時間がたつと別の車が渋滞に巻き込まれている。

一回転する間に内側は何回転もしてしまいます。これ

5

腕の部分は実際に星による重力が強いことを示していなります（図4）。

ます。また、密度波を最も良く表わすのはガスの分布

HII領域は水素原子の出すHα輝線を観測すれば調べ

で、世界各地の電波望遠鏡によるガスの観測ではガスることができます（図1）。M51ではこれらは分子ガスの渦巻き構造が見られます。

の腕からほんの少しずれて観測されていて、衝撃波に実は、この渦巻きの腕は新しい星がたくさん生まれ

よってガスが圧縮されてから星が輝き出すまでに100ている場所でもあります。星の材料である分子ガスが、万年程度時間がかかることがわかりました。古い星のこの渦巻き部分に多く集まって（分子雲を作って）い渦状腕は、分子雲や若い星に比べてコントラストが小るからです。分子ガスの大部分は水素分子からできてさいのですが、若い星は明るいので、青い光で撮像しいますが、水素分子は現在の電波観測で検出できるよた画像でははっきりとした渦状腕が見えています。

うな強い光は出していません。そのため、分子ガスのもちろん密度波理論にも問題は残っています。例え観測は他の分子が出す輝線を使って行われます。M51

ば、もともとの密度波はどうやって発生したのか？そなど系外天体の観測は、一酸化炭素輝線 (CO) を使うのパターンは銀河の年齢 (数10億年以上) も保ち続けことが多いのですが、これはCOが比較的多く（それでることができるのか？星が生まれるメカニズムに密度も水素分子の1万分の1しかありません！）、この輝線

波は直接影響するのか？などです。これらの問題を解が比較的強くて観測しやすかったためです。最近では明するために、今も研究が進められています。

観測装置の向上とともに他の弱い分子の観測も行われるようになり、温度や密度など、より多角的に分子ガ（主任（観測普及研究員） 濤崎 智佳）

スの研究ができるようになりました。

注1：電離 中性の原子や分子が電気を帯びた原子、原子団（イオン）や電子に分れること。

では、どのようにして分子ガスから星が生まれてくるのでしょうか。銀河円盤の中を回転している分子ガ
スは、渦巻きの腕の部分に入った時、星の作る強い重力によって加速されます。加速された分子ガスの速度

分子ガス（圧縮されているところ）

は音速を超え、衝撃波が発生し密度が急激に上がりま分子ガスす。これを銀河衝撃波と呼びますが、光で見た画像で

OB型星

星やガス
の流れ

は腕の少し内側の暗い部分 (ダストレーンまたはダー
クレーン) に位置しています。星は高い密度の分子ガ
スから生まれますが、衝撃波で圧縮されてガスの密度が高くなった所では、星が生まれやすくなっています。
ここでは太陽の10倍以上質量の大きい青くて若い星で渦巻きの腕あるOB型星が進化して輝き出し、周りのガスを電離注1
してHII領域と呼ばれる領域を作ります。質量の大きい星は、明るいけれど寿命は短いので、渦巻きの腕からＨII領域（星が生まれているところ）

遠く離れることなく死んでいきます。その結果、若い星やHII領域は、分子ガスの渦状腕に沿って並ぶことに

図4: 星やガス、HII領域と腕の位置関係

天体観測はじめの一歩〜光電測光器〜
光の強さを測る
現代の天文学では、星の温度や星までの距離などさ

らの光の強さ、その波長依存性（スペクトル）、これら

まざまな量を観測から求め、星の進化や宇宙の年齢なの時間的変動などに限られます。こうした情報を定量

ど多様な現象を議論しています。しかし、ただ星空を的に記録し、数学・物理学・化学の知識に基づく理論

眺めるだけではこうしたことは分かりません。観測にと組み合わせることで、はじめて天体の様々な物理量より直接手に入れられる情報は、天体の方向、天体かが分かるのです。

6光電子増倍管

光学系

光電測光器（図１）とは天体からの光の強さを測る

図１に示すように望遠鏡の焦点位置には、ダイアフ装置で、光電子増倍管を用いて「天体からの光の量」

ラム（絞り）と呼ばれる小さな穴があり、この穴を通を電流に変換することにより計測を行います。光電子

った光だけが光電子倍増管によって検出されます。ダ

増倍管は高感度、高速応答可能な光検出器です。これ

イアフラムに目標の天体が入っているかどうかは、切は、光を電子に変換する光電面（陰極）、電流を増幅す

替鏡を倒しダイアフラム観察用の窓から確認します。

るための複数の電極、電子を集める陽極を真空の容器

恒星を測光する場合、空気のゆらぎによる星像の広がに収めたもので、陽極と陰極の間に高電圧をかけて使り（シーイング）の影響を考え、通常はダイアフラム

用します（図２）。光が光電面に入射すると、光電面かの大きさをシーイングの10倍以上とします。

ら真空中に電子が放出されます（光電効果）。その電子天体からの光にはさまざまな波長（色）の光が混ざは電極に電圧がかかっているために加速され、電極にっていますが、天文観測では、こうしたさまざまな波

衝突して多数の二次電子を放出します。この二次電子長の光を合わせた強さではなく、特定の波長域におけはまた加速され、次の電極でさらに多数の電子を放出る光の強さを求めます。光電測光器には、望遠鏡で集させます。こうして増倍された電子は最後に陽極で集めた光が光電子増倍管に入る前の部分に、特定の波長収され、外部の電気回路へパルス状の電流となって送域の光だけを通すフィルターが備え付けられており、り出されます。光電子増倍管にかける電圧や温度を一フィルターを交換しながら同じ星を何度も観測します。

定にしておけば、この出力電流に含まれる電子の量は、天文学では、「ジョンソンのシステム」と呼ばれる一連

光電面に入射する光の量（光子の数）に比例します。

のフィルターがよく用いられます。

したがって、この電子の量を測ることで入射する光の光電面には位置による光に対する感度（量子効率）量を測ることができるのです。ただし、光の波長によのむらがあるため、光電測光器ではファブリレンズにり、光電子増倍管の感度は異なります。特に、特定のよってダイアフラムを通過した光が光電面全体に一様

波長より波長が長い光に対しては、光電面で光電効果に広がるよう工夫されています。

が起きないため、全く感度がありません。また、光電面の感度や電流の増幅率は温度や電圧に依存するので、
光電子増倍管に加える電圧や温度を一定に保たなくてはいけません。特に温度については、暗電流（光電面に光が当たらなくても流れる電流）を減らす目的で、
光電子増倍管を冷却して用いることが多いようです。

（望遠鏡側）

ダイアフラム（絞り）光子

光電面（陰極）切替鏡
一次電子
ファブリレンズ

ダイヤフラム
観察用の窓
二次電子

フィルター

光電面
光電子増倍管

高圧電源、
アンプ、
ADCなど
陽極
（電源）
（信号出力）

冷却装置

電極

図1: 光電測光器の構造

パルス状の電流図2: 光電子増倍管のしくみ

7電気計測系も加わってしまうほか、天頂からの角度によって大気

陽極から出る電流の計測方法には、この電流の量をによる減光の影響（ステラーライトNo.3の5ページ参読み取る直流方式（アナログ方式）と、光子によって照）に差が出てしまいます。光電測光器は一度に一天生じるパルスの数をカウントする光子計数方式（デジ

体しか光の強さを測れないので、ひとつの天体の明るタル方式）とがあります。直流方式では出力電圧をペさを調べるために、周囲の空の明るさや、複数個の標

ンレコーダーで記録することもできますが、データの準星の明るさも測定する必要があります。

整約がしやすいようA/Dコンバーターを通して結果を天体の明るさを測るとき、光電測光器ではなくCCD

デジタル化することもあります。光子計数法式では暗カメラを用いれば、複数個の星や周囲の空の明るさが電流などのノイズ（雑音）を計数しないよう、小さい

同時に測れ、視野内に標準星があればそれも同時に観

パルスは数えないようにします。ぐんま天文台の光電測できるので、たいへん効率の良い観測が可能となり測光器は、直流方式を採用しています。

ます。しかしCCDカメラはデータの読み出しに時間がかかるため、明るさの変動の激しい星を観測する場合

観測と整約（たとえば1秒毎に明るさを測る場合）は光電測光器を

光電測光器の出力から星の明るさの絶対量を測定す

使うしかありません。また、少し前までは青〜紫外のることは原理的には可能ですが、大気の影響や測光器

波長域に感度の良いCCDカメラがなかったので、このの感度変化があり、困難です。実際の観測では、明る波長域で観測する場合も光電測光器の方が優れていまさを求めたい天体の他に、既に明るさの分かっているした。最近はCCDカメラが普及してきたため、光電測星（標準星）も観測し、その結果を比較することによ光器が使われることは少なくなってきています。

り天体の明るさを求めます。地上から光電測光器で星の明るさを測ると、星の明るさだけでなく空の明るさ（観測普及研究員 大林 均）

平成12年度観測研究講座レポート■観測研究講座について
最近は、東京大学木曽観測所（銀河学校）、国立天文た。今回の参加条件及び参加者等は次のとおりでした。

台三鷹（『君が天文学者になる3日間』）、野辺山宇宙電内波観測所などの研究機関においても、大学生や高校生

参加条件：ＣＣＤ装置を使った撮像経験があること、

容：測光観測及びデータ解析

を対象にした観測体験教室が開催されています。ぐん

全日程参加可能であること。

ま天文台では、公開天文台であるとともに観測研究活

日

程：2000年11月初旬から2001年2月末の間の動を行う施設として「本物の体験」を趣旨としており、土日に1泊2日を4回。

その一環として基本技術の習得と研究の体験を目的と参 加 者：東京の会社員（中井辰治さん）と群馬県のした「観測研究講座」を平成12年度に初めて開催しまし教員（百海正明さん）の2名。

宝探しの準備

せんが、10億年以上の古い散開星団を調べることでそ基本技術の習得ということで測定方法はやはり「星れが可能になります(詳細はステラーライトNo.3天体の測光」にせざるをえませんでした。ぐんまの観測条

列伝参照）。年齢を推定するなら色等級図を書いて主系件(特にシーイング)を考慮して球状星団ではなく散開列（軽い星の系列）と赤色巨星列（重たい星の系列）

星団をターゲットとしました。とはいえ、散開星団のを調べてみればよく、講座では古い星団を探すことに最初のカタログは1930年には完成しており、そのカタしました。

ログに含まれる散開星団の測光も進んでいました。研

古い星団ということで寿命の短い明るい星が少なさ

究体験ということから何らかの新しさが要求されるこそうな星団を選び出し、準備観測に入ったのは秋雨前ともあり、課題の設定は難航しました。散開星団は大線がようやく去った11月になってからでした。65cm

概が若く(ここでは年齢が10億年以下と考えます)、一という小口径の望遠鏡に空冷カメラということで心配方の球状星団は年齢が100億年以上で銀河初期に生まの種は尽きませんでしたが、観測が進んでくると、安れており、これらを調べてもその間の時期の星(団)形

心する材料も出て来ました。シーイングは思ったより

成や星の組成の変化（化学進化）についてはわかりまも良く、パロマーチャートではくっついてみえた星同8

士も意外と分かれて見えました(星と星が分離できない
夜空の明るさ（V等級（１平方秒当たり))と測光が途端に難しくなるのです)。また、ある程度距離が遠い星団なのでしょうか、選んだ星団は思ったよ
りこじんまりしていて、カメラの5分角と言う狭い視野でも入ってしまいました。
初回
初回は65cm望遠鏡に光電子増倍管(『天体観測はじめの一歩』参照)を使い、星の明るさ、大気吸収、それに夜空の明るさを測定しました。光電子増倍管では夜
空と星の明るさを交互に測りますが、光電子増倍管の

天頂
19.0

天頂から60°

19.2

19.4

19.6
1.0

1.5

2

空気層の厚さテレビ画面は雑音が多く、暗い星を見つけて追い続けるのは大変でしたが職員の倉林の活躍で乗り切ること

図1：光電測光器で観測した夜空の明るさ（縦軸）を天頂からの距離に対してプロットしたもの。

ができました。ステラーライトNo.3の籾山氏の記事にあるような方法で光電子増倍管で得られるカウントが何等(明るさ)に対応するかを計算すれば、星の明るさ

その時は突然やって来た --- ３、４回目

も夜空の明るさも測定できる寸法です。終ってみれば標準星どうしの明るさのばらつきが0.5%以内の完璧

色等級図が出来る瞬間が成否の分かれ目です。色等な測光夜でした。また、図1に夜空の明るさを示しま級図を見た瞬間に、星団の主系列が鮮明に見えるほどしたが、天頂でV等級で約19.5等でした。実は夜空の星の数が十分あるのか、背景の星の混ざりがどのくら

明るさの直接測定値はこれが初めてでしたが、相当暗いか、赤色巨星のかたまりがあるのか、赤色巨星列がい水準でした。地元の方々の夜空を守ることへの理解

見えるのか、全てが分かってしまうのです。星団の顔と協力に感謝いたします。

写真から一番期待していた星団はBiurakan 7でした。
ただ準備観測のときから、あまり赤い巨星がないような気がしていました。そして最初に出て来た色等級図

CCDの観測 --- ２回目

が図2です。主系列も赤色巨星も見えないなんともし65cm望遠鏡にCCDカメラをつけて観測しました。

まらない色等級図になってしまいました。

講座で観測した星団は、若くて明るい星が少ない星団

これにはさすがに参りましたが、気を取り直して、別度も低く、派手さはありません。しかし、参加者の中のDAOphotと呼ばれる測光ソフトを使ってみました。

井さんはその中でも地味な星団を選んで来ました。確

これは星が重なってみえても分離して測光できるソフ

かに古い星団にもそういう星団はあるので、ではやっ

トで、星団の測光ではよく使われるものです（相手がてみましょうということになりました。この頃はどう星でないと使えないので銀河などの測定には使えませいう結末になるのか誰にもわかっていませんでした。

ん）。講座でやるのは大変なのは重々承知していました

20

20

Ｖ等級

Ｖ等級

15

15

12.5

12.5

を選んでいるので、見た目では暗いうえに星団の集中

主系列

0

1

2

0

3

図２：星団Biurakan 7について最初に得られた色等級図。一つ一つの点が星に対応し、横軸が星の色(左が青、右が赤に対応）、縦軸が等級を表します。

1

2

3

図３：DAOphotを用いて得られた星団Biurakan7の色等級図。主系
列(中央下）が鮮明に見えるようになりました。

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が、解析結果に本質的な違いが生じるなら観測研究のような年齢の星団が必要です。まだまだ先は長いとい体験を目的としている以上、妥協しないことにしましえます。

た。その色等級図が図3で、主系列が鮮明に見えて来今回は、いろいろな好運があってなんとかなりましましたが、測光としてはほぼ最善を尽くしても赤色巨た。最後までたどり着けたのは少人数の参加者を効率星列がよく見えません。講座当日はもう一つの星団でよくサポートできたこともあります。またこの程度の色等級図を書いてみました。参加者にはDAOphotに観測や解析を行うにも、いろいろな環境（勤務や機材よる測定を見てもらいましたが、百海さんも口数が少等）の調整が必要でした。論文として仕上げるにはまなくなって目を回している様子がわかりました。そのだ多くの作業を必要としますし、新しい観測課題を見甲斐もあってか、今度の色等級図にはさらに鮮明な主つけるには、集中できる時間が必要です。この講座が系列が出て来ましたが、まだ赤色巨星列は見えません

今後の天文台の観測研究の一つの契機なれば幸いです。

でした。偶然ぐんま天文台に来台中のボッシャ天文台のハキムさんが、『いやー、きれいに主系列が見えて

平成13年度版観測研究講座にむけているんじゃないですかね』とは言ってくれましたが、

平成12年度の講座を終えてみると、講座の名称の与もう一星団(図4)を職員の大林のサポートで参加者に自える印象や参加者募集の方法、さらに講座内容や参加分で測定してもらうことにしました。測光を終わり疲

条件、期間設定について問題点が見えてきました。平

れ気味の中井さんを横目に私も半分無我の境地で色等

成13年度はこれらの点も再考し、分光観測を含め複数

級図を書くプログラムを動かしてみたところ、ついに、のコースを準備して開催する予定です。

赤色巨星のかたまりが出てきたのでした(図5)。主系列の上端の等級と赤色巨星のかたまりの等級のちがいか(主任(観測普及研究員) 長谷川 隆 ）ら20億年程度の星団と推定されますが、星団形成につ＊画像は著者撮影＊

12.5

いて何か言うためには、少なくとも10星団程度はこの

Ｖ等級

15

赤色巨星のかたまり

20

主系列

0

1

2

3

図５：図4の星団の色等級図。左の画像の星で青い星ほど左、赤い星
ほど右に記されています。主系列(中央下）に対し右上が赤色巨星のかたまりで、その主系列上端に対する位置から星団の年齢が約20億年と推定されます。

図４：最後に測光した星団の3色合成画像。星の集中度は低いのですが、中央部分が星団の中心部分です。微妙に星の色が違うのがわかります。色等級図ではこの微妙な色のちがいを横軸に数値化して表現しています。

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■観測研究講座に参加して東京都在住 中井辰治
天文学者たちは星ぼしまでの距離や重さ、年齢、はては野をずらして何度も画像をとって後でまたそれを重なるよ

宇宙の大きさや将来までもよくわかるものだと不思議に思うに位置合わせしなおし、星の高度によって異なる大気のうのは私だけではないでしょう。しかも彼らはつぎのよう

厚さを考慮し、フィルターの誤差を基準星の撮像で補正す

な、星ぼしからのわずかな手紙を解読することで宇宙を理るなど、 一枚の解してきたのです。1) 星と星の間隔（角度）を測る、2)も撮影する必要がありました。また、その後のデータ処理

星の明るさを測る、3) 星の色を測る（分光観測など）、4)

では、とにかく誤差をきちんと見積もり、誤差の原因を突

これらが時間的にどのような変化するかを測る。今回、私き止め、少なくする工夫をするということに大変な努力がはぐんま天文台の観測研究講座に参加して星の明るさを測払われました。運がよかったのか、古そうな散開星団を見るということを実体験してきました。

つけることができたようですが、正確な年齢の算出はこの写真を撮るために何時間もかけ何十枚

あとの課題となりました。

銀河の中での星形成の歴史を調べるためにはよく星団が使われます。球状星団（できた時期が古い）を調べると銀講座では観測のほかに星の進化についての講義や観測機

河の昔の様子が、散開星団（若いものが多い）では最近の材の技術的問題点や限界、HR図の見方について3人の先生様子がわかります。散開星団のなかには古い（球状星団よ方からていねいに説明をうけ、とてもよい勉強になりましりは新しい）ものもあり、これを調べることで銀河の歴史た。今後のボランティア活動やアマチュア天文活動にぜひの中間部分についての理解を深めることができます。今回とも役立てたいと思います。

は65cmの望遠鏡、光電測光器とCCDカメラを使って、古こんな小さな観測のひとつで解ける宇宙ではありません

い散開星団を見つける（年齢を算出する）ことをめざしてが、確かなデータの集大成が明日の天文学の新たな一歩に星の明るさを実際に測りました。

なるような気がして、気分はまさに学者となった8日間

観測では、カメラのノイズや光学系の不均一性による誤サラリーマンが天文でした。ありがとうございました。

差をダークやフラットで補正するのはもちろんのこと、視ボランティアの声
天文台ボランティア 永井 淳
ボランティア募集は昨夏、天文台のホームページで知りでは容易に見ることができます。しかし土星以遠の惑星はました。天文台は自宅から車で1時間ほどかかり近くはあ等級が暗く見ることは難しいのです。それに観望に適するりません。定期的に出かけられるか不安はありました。で時期もあります。そして昨秋なんと天王星を見ることがでもさまざまな人と話をしてみたい、部活動で地学部をやっきました。ただの光の点ではなく形は円盤状、色まではっていた私にとって社会人になって遠ざかっていた天文に関

きり見ることができました。残りは海王星と冥王星です。

われるよい機会であると思い、応募しました。そして展示

スタッフの話では冥王星は本当に光の点らしいですが、そ

説明の実習を重ねて正式にボランティア登録しました。ぐ

れでも見てみたいです。もちろん、時間に余裕があるとき

んま天文台の魅力は、本物の星を自分の目で見ることがでに限られますが。しかし、平日は仕事でもちろん無理、休きることです。何万年、何億年も前の星の光を見ることが日は家族サービスがあるために個人的には月に一度程度しできるのです。こんなすばらしい天文台の活動の一部に関かボランティアに行けません。でも自分のペースを守ってわることができるとはとてもうれしいことです。

長くこの活動ができるようにしていくつもりです。

ボランティアは昼間の展示説明と夜間の観望会の補助に

最後にボランティアには何でも聞いてほしいと思いま

分かれます。私は主に夜間に出かけています。週末は望遠

す。私自身は勉強不足で最新の天文現象を理解していない

鏡の前に長蛇の列となります。私の活動は望遠鏡を操作すこともあり、できるだけ天文雑誌や天文に関する書籍に目るスタッフに列の長さを知らせ、列に並んでいる人には待を通す機会を積極的に増やす努力が必要だと感じていま

ち時間や対象天体を知らせることです。その混雑も閉館時す。ボランティアが答えられない内容は天文台の職員に回間近くになると人がぐっと少なくなります。そうするとス

答してもらうことができます。もっと誰にでも親しまれる

タッフの方と天文に関する話をして過ごします。

天文台になるように手助けができればと思っています。

私は太陽系の惑星を写真ではなく、この目ですべて見たいという夢があります。小望遠鏡や眼視で水星から土星ま

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★観望会
ようやく冬が終わり、春から夏へと暖かくなり夜間の一般観望も楽になってきました。空の方はといえば、4月から7月ごろにかけては、次のような天体が見頃となっています。特に、火星は2年2ヶ月ぶりの地球接近とあって期待したいところですが、一般観望の時間に見ることができるのは7月以降になりそうです。
･

火星（7月以降がおすすめ）･

二重星（かに座ι星、しし座γ星、うしかい座ε星、はくちょう座アルビレオ）･

球状星団（りょうけん座,ヘラクレス座など）･

M57（リング状星雲(こと座））,7月以降がおすすめ、M27（亜鈴状星雲(こぎつね座））･

M51（子持ち銀河（りょうけん座））、M104(ソンブレロ銀河（おとめ座））、
M81,M82（ともにおおぐま座）などの系外銀河★望遠鏡操作講習会
今年度の望遠鏡操作講習会の日程が決まりました。受付は、各回1日目の1ヶ月前からとなっています。詳しくは、天文台までお問い合わせ下さい（ホームページにも情報が掲載されています）
。
第２回
第３回
第４回

１日目

平成13年 ７月 ４日（水）２日目

平成13年 ７月 ５日（木）１日目

平成13年 ９月26日（水）２日目

平成13年 ９月27日（木）１日目

平成13年11月28日（水）２日目

平成13年11月29日（木）

第５回
第６回

１日目

平成14年１月12日（土）２日目

平成14年１月13日（日）１日目

平成14年３月 ２日（土）２日目

平成14年３月 ３日（日）※ゴールデンウィーク期間中（４月28日〜５月６日）は、休まず開館します（晴れれば天体観望も行います）。

発行日：2001年４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/

表紙説明： 超新星残骸 「かに星雲（M1)」
おうし座の「かに星雲」は1054年に起きた重い星の超新星爆発の名残です。左上の画像は12月4日に65cm望遠鏡で可視CCDカメラに赤の連
続光だけを通すRバンドフィルターをつけて撮像しました。また右下の画像は、酸素、水素、窒素原子の出す光（輝線）のみを通す狭帯域フィル
ターをつけて撮像し、それぞれ青、緑、赤の疑似カラーで合成したものです。Rバンドの画像には楕円の形状(佐渡島の形ともいわれます）と細長
いフィラメントが見られる一方、狭帯域フィルターの画像ではフィラメントが顕著になっています(場所の対応を確かめて見て下さい）。楕円の形
状は連続光（シンクロトロン輻射）によって、また、フィラメントは輝線(電離ガス）によって光っているのです。星雲の周りの空間の密度は星雲の密度より低いため、星雲は爆発以後今なお秒速1000kmで広がりつづけています。有名な夏の網状星雲（はくちょう座ループ）も超新星残骸ですが、連続光で撮像してもフィラメントしか見られず、かに星雲のような楕円形状が見られません。超新星残骸の形態は超新星爆発の種類や爆発からの経過時間等によって4通りに分類されており、かに星雲と網状星雲は別の種類に分類されています。

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