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ハーシェルの宇宙と望遠鏡

望 遠 鏡 400 年 【 2】ハーシェルの宇宙と望遠鏡
横尾武夫
1.

一台の望遠鏡でき、それが土星の太陽単位での光度に対応す一人の尐年が一台の望遠鏡を自分の物にしる。とすれば、地球から１等星は土星までのて、初めて宇宙の姿を垣間見た場合を考えて距離の約 2 万倍の所にあることになり、すみよう。彼は、視野に入る天体の美しく神秘なわち地球‐太陽距離の約 20 万倍と推定で的な姿に大きな感動を得ることであろう。しきる。この距離は、約１パーセクにあたり、かし、その一台の望遠鏡だけで、天体までの近距離星の距離を正しく言い当てている。当距離を測ったり、宇宙の構造について考える

時、恒星の年周視差の測定はまだ不可能であことができるとは、とても思わないのではなったが、その目的に重要な指標を与えたのでいだろうか。

ある。

ところが、天文学の先人達は、たった一台ウィリアム・ハーの望遠鏡で、宇宙の構造と大きさを認識し、シ ェ ル （ 1738 ～それを人々に知らしめるという偉大な仕事を1822 ） は 、 巨 大 な成し遂げてきたのである。

反射望遠鏡を自分でガリレオ・ガリレイ（1564～1642）は、製作し、宇宙の構造自ら屈折望遠鏡を製作し、それを天体観測に図 1 ハーシェル[4]用いた最初の人物である。彼は、実地の観測大な観測を行い、現代でいう銀河系の概念をの結果をもとに、当時のドグマであった神学作り上げた。本文では、その観測と思考過程的な天動説が間違っていることを実証した。

を探ることにする。

を解明するための膨例えば、金星の満ち欠けの様子は、地球、金星、太陽の位置関係を明白に表し、それは、プトレマイオスの宇宙論を否定するものであることを、明らかにしたのである。

2.

ハーシェルの望遠鏡
18 世紀から 19 世紀にかけてイギリスで活躍した天文学者ウイリアム・ハーシェルの生

ニュートン（1642～1727）は反射望遠鏡

涯と業績については、多くの伝記を通じて良の原理を発明し、それを自作した。彼はそれく知られている。ハーシェルは当時の西欧のによる天体観測を通じて、恒星の距離を推定天文学会においては特異な存在であったといする方法を着想した。彼は、恒星は太陽と同える。それは彼の出自が音楽家であり、天文じ天体であると考えていた。そして、土星は学研究はアマチュアとして独学で始めたこと１等の恒星とほぼ同じ明るさで見えることにだけをいうのではない。当時の天文学の主流着目した。恒星が太陽と同じ光度であるとすは、理論的な面で天体力学の応用と精緻化でれば、土星が太陽光をどれだけ反射しているあり、観測的には位置天文学の精密化であっかが分かれば、１等星までの距離を知ることた。彼の研究は観測天文学であり、必要な望ができる。望遠鏡による測定によれば、土星遠鏡を自ら設計、製作し、それは当時の水準の視半径は約 10 秒角である。それから、土をはるかに凌ぐものであった。しかも、研究星の断面積はその太陽距離を半径とする球体

対象が星雲や星団などで、当時は誰もが手をの面積の約 50 億分の１であることが計算でつけようとはしない天体に真正面から取り組Vol.20 No.2

■

連載

望遠鏡 400 年【2】 ■んだのである。
ここでは、彼が生涯を通じて製作した望遠―3―プの望遠鏡は彼自身により多数製作され、販売されて彼の収入源の一部にもなった。

鏡を概観してみよう。
2.2
2.1

7 フィート反射望遠鏡

20 フィート望遠鏡

彼の天文学への情熱はさらに高まり、ハーシェルは、英国のバースで天文学を独1782 年 に ウ ィ ン ザ ー で 口 径 19 イ ン チ

学で始めたころは、屈折望遠鏡を用いていた（47.5 センチ）、焦点距離 20 フィート（6が、やがて、より大きな反射望遠鏡の製作にメートル）の巨大な望遠鏡を作り上げた（図取り組んだ。

３）。主鏡は青銅の鋳物を研磨したものであり、架台は木製のがっしりとした機構で、取り扱いは比較的容易であったといわれている。
ただし実際の観測における操作には助手は必要であった。望遠鏡の操作の補助と記録を担当したのは、彼の妹であり終生の助手であり共同研究者であったカロライン・ハーシェル(1750～1848)である。

図2７フィート望遠鏡：1781 年に完成したモデル．口径 15 ㎝、焦点距離 2.4m．
図3

大英科学博物館が復元

20 フィート望遠鏡：1782 年、ウィンザーで製作．口径 48 ㎝、焦点距離 6m

図 2 は、1781 年に完成させた口径６インチ（15 センチ）の反射望遠鏡を復元したも当時としては破格の大きさと性能を持つものである。主鏡は銅と錫の合金（青銅）の鋳ので、天王星の衛星の発見、重星の研究、非物を研磨したものであり、架台はマホガニー

恒星天体の捜索、など彼の主要な研究はこの製の経緯台である。彼は、このような望遠鏡望遠鏡でなされている。後に述べる「ハーシで、主として二重星の観測をしていたのであェルの宇宙」を導き出した星数の掃天観測もるが、その過程で、後に天王星と名づけられこの望遠鏡で行われた。

る新惑星を発見した。その業績が認められたことで王立協会の会員に推挙され、本格的な天文学の研究に進むことになった。このタイ

2.3

40 フィート望遠鏡

1789 年に、ジョージ 3 世の後援を得て、天文教育 2008 年 3 月号

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ハーシェルの宇宙と望遠鏡

さらに巨大な口径 122 センチの反射望遠鏡

通りたった一台の望遠鏡による観測で、構築（40 フィート望遠鏡）を彼自身の手によりしたのであった。

完成させた（図 4）。さすがに大きすぎて観測操作は大変に難しかったようである。この

ここでは、この論文に従って、彼の観測と思考の過程を見てみよう。

望遠鏡による研究の成果はあまり知られていないが、これで土星の衛星ミマスとエンケラドスを発見した。

図5

3.1

ハーシェルの宇宙：中心の星印が太陽観測

この研究における観測の手法は、天空のある部分に望遠鏡を向け、視野に見える星の数を数え上げることであり、その観測を全天にわたって覆いつくす（掃天）という、壮大で多大な労力の要る仕事である。これは、現代天文学では星の計数（Star count）という統計的研究における基礎的な観測方法である。
ハーシェルがこの観測に用いた望遠鏡は、
20 フィート望遠鏡である。視野は直径が 15分角の円形であり、倍率は約 160 倍であっ図 440 フィート望遠鏡：1789 年、スラウに建設．口径 122 ㎝、焦点距離 12mた。望遠鏡を子午線の方向に向けて高度をセットし、日周運動により目的の領域が視野に入るのを待ち受けて観測した。望遠鏡の向き

3.

ハーシェルの宇宙は上下約 2°の微調整ができた。目的の領域

図 5 は「ハーシェルの宇宙」とよばれるについて近傍の 10 領域について観測し、そ図で、天文学史や天文学の入門書、教科書なれらの星数の平均をとった。星数が非常に多どに必ずといってよいほど掲載されているのい領域では視野を 1／2 または 1／4 に絞っで、天文学に関わらない人でも一度は見たこて計数している。また、局部的に星団や星雲とがあるだろう。図 5 は、我々が住む宇宙があって星数が極端に多い領域や、逆に星数はレンズのような扁平な構造をした星の集団が極端に尐ない暗黒星雲の領域は平均から除であること示している。天の川は宇宙の奥行外している。

きが深い方向を見ているのである。

このようにして観測された視野内の星数のこの図はハーシェルが 1785 年に王立協会平均値を、彼はゲージ（GUAGE）と呼んでの機関紙"Philosophical Transaction"に発表いる。ゲージは計数を意味するのであろうが、した題名"Construction of Heavens"と後で述べるように星の密度は宇宙の深さを示いう論文に載せられたものである。ハーシェ

すもので、本来の「ものさし」の意味にもかルはこの宇宙の地図といわれるものを、文字けているのだろう。

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連載

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観測は 1783 年から 2 年間にわたり続けら

銀緯ゾーンで平均した値が掲載されている。

れ、論文には 683 の領域の結果が載せられ

図の実線は、それぞれの限界等級での星密度ている。それには、座標（赤経と赤緯）、ゲを表している。この図から、彼の観測の限界ージ（星数の平均値）、観測回数、それに空等級は約 14.5 等であることが読み取れる。の状態などのコメントが含まれている。座標の元期は、フラムスチード星表によるとあるから 1700 年であろう。図 6 には彼が観測した領域を正矩投影法の図上にマークしたものを示す。

図7

銀緯ゾーンの星の数密度：縦軸は１°平方あたりの星数の対数、横軸は銀緯．黒丸はハーシェルの観測値．実線は文献７による．

観測値が低銀緯領域で幾分高い値を示すが、
図6

ハーシェルの掃天領域：正矩投影による赤これは選択効果であり、全体として現代の結道座標上のハーシェルの観測点．黒丸は解析に使果と実に良い整合性をもっている。これから、用した位置．楕円は銀河赤道．×印は銀北極

彼の観測が如何に正確に遂行されたかが分かるだろう。

彼は全天を隈なく観測したのではなく、天の川に垂直な大円を重点的に観測しているこ3.2

宇宙構造とがわかる。図の大きい黒丸は、後に述べる

ハーシェルは、前述した望遠鏡の視野を通ように、銀河系の断面図を制作する時に用いして見ることができる星の数の分布に基づいた領域を示している。て宇宙の構造を導き出したのであるが、その彼の観測において限界等級はどの程度であ思考過程を辿れば次のようになる。

ったかを知るために、彼の観測結果と、現代最初に、次のような作業仮説を設定した。の掃天観測の結果を比較してみた。図７に、第一の仮定：彼の望遠鏡によれば宇宙の果て彼が計数した星数を１°平方あたりの密度にまで見通すことができる。

換算し、5°ごとの銀緯ゾーンにおける平均値

第二の仮定：星は全て同じ本来の明るさを持を丸印で示した。アレンのデータブックには、 っている。
現代の測定値として、各等級の星の数密度を第三の仮定：銀河系の中で星の空間密度は何
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ハーシェルの宇宙と望遠鏡

処でも一様である。

はくじら座に対応している。天の川の中心線

これらの仮定から、彼はゲージすなわち天には、川の中州のように暗黒部があり、白鳥空の単位面積あたりの星の数と宇宙の奥行き座で特に顕著である。ハーシェルはこの部分の関係を次のように推定した。に銀河系の切れ込みがあると考え、「碾き臼星の密度が一様である状態を、同じ大きさの球がぎっしりと詰まっており、それぞれのの裂け目」と表現している。実際には、これは暗黒星雲が密集したところである。

球の中心に星があると考える。球の直径は、現在の値に換算すると、シリウスまでの距最近の星の距離であり、ハーシェルは、それ離は 2.7 パーセクであるから、宇宙の大きさを太陽に近い星と考えられるシリウス（おおは約 2300 パーセクとなる。

いぬ座α星）までの距離とした。
望遠鏡の視野内に見ることができる空間は3.3

ハーシェルの宇宙観一つの円錐である。星数が多いほど、暗く見ハーシェルは、この論文で、我々の太陽はえる星の数が多くなり、より遠くの星が見え扁平な形の巨大な星系の中心付近に存在してている、すなわち、宇宙の奥行きが深いこといる、と結論づけた。現在でいう銀河系の概を示している。この様子を、彼は、恒星間の念を創始したのである。

距離を直径とする球を、一つの円錐の中に最さらに同じ論文で、今でいう星団や星雲に密充填させた場合に対応させた。巧みな数理ついての形態学的、進化論的な考察にも言及

計算を用いて、直径が 15′の視野にＭ個の星している。例えばオリオン大星雲やアンドロが見えたとき、その方向の宇宙の深さは 60×

メダ大星雲のように Milky（乳状の）な外観

Ｍ 1/3を持つ星雲は、遠い、すなわち我々の銀河系シリウス距離になると推定した。

ハーシェルは、観測した 683 の領域から、 の外部にある星系であり、より大きい望遠鏡
図 6 に黒丸で示すように、天の川に垂直なを用いれば、いずれはそれらが星々に分解さ大円に沿う 128 の領域を選びだし、先に述れて見えるだろうと考えた。銀河系は宇宙でべた方法で、それぞれの方向における宇宙の唯一のものではなく多数の星雲（銀河）が島奥行きを計算した。太陽を原点として、大円のように宇宙空間に点在している、という現にそう角度（銀緯に相当）に対する動径距離在の宇宙観に近い宇宙を想定していた。

を宇宙の奥行きとする極座標上にプロットした。そうして出来上がったのが最初に掲げた

4.

ハーシェル宇宙の変遷

図 5 である。これは、我々が「ハーシェルハーシェルは、上記の宇宙構造論についての宇宙」と呼ぶ銀河系のモデルの断面図を表の論文を発表した後、研究の進展の過程で、している。

1785 年の論文には誤りがあることに気づき、この結果から、我々が住む宇宙は、差し渡しが 850、厚さが 155 シリウス距離の扁平その論文を破棄してしまった。それは 1805年頃のことだといわれている。

な構造をしていることになる。このような宇その誤りとは、宇宙構造を解析するときの宙の形を、彼は碾き臼(graind stone)のよう仮定そのものであり、その後の彼自身の観測な、または、円盤(disk)のような、と表現しと研究で明らかになったのである。ている。
図 2 の左端は、はくちょう座、右端はおおいぬ座、太陽の上方は、かみのけ座、下方Vol.20 No.2

4.1

第一の仮定の破綻第一の仮定は、彼の口径 48 センチの望遠■連載

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鏡（20 フィート望遠鏡）で宇宙の果てまでと、恒星の分布と密接な相関があることが判を見通すことが 出来ることで あった。 1789

明した。すなわち、星団は天の川の領域に多年に、さらに巨大な口径 122 センチの反射い。一方、星雲は天の川には見られず、天の望遠鏡（40 フィート望遠鏡）を彼自身の手川から離れたところに多い。1780 年代に考により完成させた。その望遠鏡で同様な星のえていたように、もし星雲や星団が我々の銀計数を行ったところ、視野に見える星の数が河系と独立した島宇宙であるとすると、それさらに増加したのである。すなわち、宇宙のらの天球上の分布は恒星の分布とは無関係で果てを見通していたわけではないことになり、 あるはずである。実際には、分布にこのよう第一の仮定が誤っていたことになる。

な反相関があることから、星雲や星団が銀河系の中にあるもの、あるいは付随したものと4.2第二の仮定の破綻みなさなければならない。すなわち、恒星密彼は二重星の相対運動の観測を継続してい度の一様性の仮定に修正を加える必要にせまた。1804 年に、二重星であるカストル（ふられたのである。そして、銀河系は宇宙におたご座 α 星）が、見かけの上で接近していいて唯一のものとなってしまう。

るのではなく、物理的に結合した「連星」で現代天文学から見れば、ハーシェルの見たあることを発見した。彼の二重星の観測的研星雲の多くは銀河系外星雲すなわち銀河であ究の目的は、恒星の距離を測ることであった。 り、それらが天の川領域で見られないのは、暗い方の星は遠くにあるため、二星の相対運星間吸収が原因であることがわかっている。

動から年周視差が見出せると考えたのである。 ハーシェルが銀河の分布について重要な発見この二重星で実際に相対運動を検出したのでをしていたのである。

あるが、それは地球の公転による見かけ動きではなく、二つの恒星が万有引力で結ばれて5.

ハーシェル宇宙の今日的意義互いに公転している結果であることを発見しＷ．ハーシェルは宇宙論ないしは宇宙構造たのである。このことは、明るさの違う星が論の創始者であったといえる。ケプラーの時同じところに在るわけで、星の本来の明るさ代にいたるまでは、恒星は天球に張り付いたがそれぞれで異なることが明らかにされたの光源であるという考えが普通であった。恒星である。この発見によって、第二の仮定が否は太陽と同じ物であるという考え方はニュー定されたことになる。

トンの時代に生まれた。天空の星の見かけの分布を星の空間分布すなわち宇宙の構造とし4.3

第三の仮定の破綻てとらえるという考え方は、ハーシェルよりさらに、彼の星雲や星団などの非恒星天体尐し早い時代に、何人かによって始められての系統的な掃天観測の結果は、1785 年の宇いる。イギリスのアマチュア博物学者ライト

宙論と矛盾が生じることがわかった。ハーシ（1751 年）、ドイツの哲学者カント（1755ェルは掃天観測を遂行して、生涯で 2000 個年）、ドイツの物理学者ランベルト（1761以上の非恒星天体を記載している。それらは、 年）は、何れも天の川領域への星の密集に注
後年、息子のジョン・ハーシェルによるカタ目し、それは宇宙が扁平もしくは層状の構造ログ、さ らに 1912 年のドライヤ ーによるであることの反映であると指摘している。ハNGC カタログの基礎をなしたものである。

ーシェルは 1784 年の段階では、かれらの論非恒星天体の天球上の分布を大局的にみる文はまだ読んでいなかった。彼らの論理は何
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ハーシェルの宇宙と望遠鏡れもスペキュレーションにもとづくものであ

後、図書は梱包されたまま倉庫に眠っているったのに対し、ハーシェルは自らの定量的なと聞いたが今はどうなっているのだろう。

観測にもとづき、数理的な解釈の上で宇宙論

当時の神戸海洋気象台は港が見える小高いを構築したのである。ハーシェルの宇宙構造丘の上にあって、大正ロマンを感じさせる瀟

論は、後に彼自身によって破棄されたのであ洒な建物であったが、震災後に海に近い新しるが、科学として宇宙の構造をとらえるといいビルに移転している。近年、山手町の跡地

う新しい思想はハーシェル自身のものである。 を訪れる機会があったが、建物はすべてとり宇宙の構造を示す図は、彼自身が破棄した

壊されて、更地になっていた。以前から、敷後も生き残り、現在にいたるまで教科書や書地内に戦災（第二次世界大戦）で被爆した姿籍に繰り返して引用されてきた。これは我々のままのレンガ作りの建物が残されていたが、の住む宇宙を図示したものである。これほどかろうじてそれだけは土台付近の一部分が残わかりやすく、直感にインパクトを与える宇されているのが金網壁の向こうに見ることが宙の姿は他にはないだろう。そしてハーシェできた。

ルがこの宇宙の地図を作成するにあたって設定した作業仮説は、いたって簡潔で、明快で、 参考文献しかも本質を含んでいる。未知の事象を解明しようとしている者に、このハーシェルの挑戦は多くの示唆を与えるであろう。そして、彼の作業仮説を彼自身が否定していった過程は、まさに天文学の進歩そのものを示しているのである。
天文学、ひいては人類の宇宙観の発展の中で、ウィリアム・ハーシェルの「宇宙図」は偉大なモニュメントの一つとして存在し続けるであろう。

[1] Dreyer,J.E.(ed.), Scientific Papers ofW.Herschel,1912[2] ダンネマン、F．、大自然科学史第７巻、安田徳太郎訳、三省堂、1978[3] 斉田博、近代天文学の夜明け‐ウイリ

アム・ハーシェル、誠文堂新光社、1982[4] Berry,A., A Short History of Astronomy,
Dover, 1895
[5] Hoskin,M., The Milky Way from
Antiquity to Modern Times, in IAU
Symposium No.106 ,ed. Woerden et.al.,

後記

Reidel,1985

ハーシェルの論文は、1912 年にグリニジ[6] 横尾武夫、藤田明子、嘉数次人、W．ハ

天文台台長であったドライヤーが編纂したーシェルの宇宙について、大阪教育大学理「ハーシェル全集」で我々も読むことができ

科教育研究年報、No.15,1991

る。私は 1990 年に、神戸海洋気象台を訪れ、 [7] Allen,C.W., Astronomical Quantities
図書館でその書を閲覧しコピーをしてもらっ

3rd.,Athron Press,1976

た。初代台長の関口鯉吉（後に東京天文台台長）の時代から収納された蔵書には、天文学関係の古い雑誌や専門書、歴史的名著、あるいは復刻版などが多数含まれており、今では貴重な天文学史のアーカイブである。ところが、1995 年の震災で図書館が大きな被害を受け、蔵書は東京の気象庁に移された。そのVol.20 No.2

横尾武夫