天文学

X

近くの星

望遠鏡が発明される以前、星は、太陽、月、惑星の運動を追跡するのに便利なものと考えられていた。望遠鏡と分光器をつかう現代の天文学者にとって、星の研究は天文学の魅力ある一分野となっている。

星の研究の基礎となるのは、地球からその星までの距離である。距離は、地球が軌道の反対側に到達するまでの半年をかけて星の位置を測定することによってもとめられる。地球が太陽の周りをまわるにつれて、星は空中を行ったり来たりするようにみえる。視差とよばれるこのずれによって、太陽の近くの星までの距離を測定することができるのである。星までの距離が遠ければ遠いほど、視差は小さくなる。太陽系の外で地球にもっとも近い星はケンタウルス座のa(アルファ)星(→ アルファ・ケンタウリ)で、太陽の26万倍も遠くにある。この星までの距離は、1838年に3人の天文学者によってそれぞれ独自に測定された。

すべての星は、太陽のように熱い気体の塊であるが、それぞれがいろいろな点でことなっている。星に関するもっとも重要な物理学的データは、固有の明るさ、大きさ、質量、化学組成である。すべての星はひじょうに遠くにあるために、太陽よりもずっと暗くみえるが、実際には太陽より明るい星もある(→ 等級)。太陽や、食連星のようにペアをなす星の質量は、直接計算することができる。ペアをなす星は、太陽の周りを惑星がまわっているのと同じようにして、たがいに周りをまわっている。これらの回転が重力によるものだとすると、万有引力の法則を応用することにより星の質量を数学的にもとめることができる。くわしくしらべられたもっとも近くにある50個の星のうち、太陽よりも明るく、大きく、質量が重い星は、その10%である。分光研究によって、大部分の星がおもに水素で構成されていることがわかっている。→ 星

太陽が放射している膨大なエネルギーがどのようにしてつくられるのか、長い間なぞであった。太陽は3.86 × 10²⁶W(5.18 × 10²³hp)を放射している。地質学的な証拠から、地球上には数十億年前から生命が存在したことがわかっている。ということは、太陽エネルギーは現在と同じ割合で数億年間は放出されていたにちがいない。1938年、アメリカの天体物理学者ハンス・ベーテは、太陽エネルギーは水素原子をヘリウムに変換する核融合によってつくられる、という理論を提案した。

質量の大きな星ほど、寿命は短い。星の一生のサイクルのおもな段階は、光学望遠鏡によって明らかにされた。まず星は、濃い分子雲の端辺りで収縮をはじめる。この収縮によって星の内部はだんだん熱くなり、その後、主系列星として長い時間をすごす。一生の最後に近づくと、星はふくらんで赤色巨星となり、やがて外層をうしなうことで最終的に白色矮星(わいせい)となる。

1960年代、イギリスの電波天文学者ジョスリン・ベルは、星のような天体からやってくる、脈をうつように変化する信号を発見した。これはパルサーとよばれる。イギリスの電波天文学者アンソニー・ヒューイッシュの研究によって、パルサー源が白色矮星よりももっと凝縮した天体であることがわかった。パルサーは明らかに星の一生の最終段階であり、もとの星は太陽の8倍以上の質量をもっていた。もとの星の質量がさらに大きいと、ブラックホールになると考えられる。ブラックホールは、光さえもそこからにげだすことのできない、ひじょうに密度の高い天体である。71年に、白鳥座にブラックホールが存在することをしめすX線が検出された。このX線は、光速に近い速度まで加速されてブラックホールにおちていくガスがだしていると考えられている。その後、ひじょうに活動的な銀河の中心に巨大なブラックホールが存在しているのではないかという可能性も主張されている。94年、M87銀河の中心にブラックホールが存在していることをしめす証拠が、ハッブル宇宙望遠鏡によって観測され、ブラックホール周辺のガスの加速を測定した結果、その質量は太陽の25億倍から35億倍あると推定されている。

XI

銀河系

1778年、ウィリアム・ハーシェルは、口径210cmという当時最大の反射望遠鏡を次々とつくり、天体観測をおこなった。この研究で、天王星のほか数個の衛星と多くの二重星、無数の星団と星雲を発見した。空の各領域の星をかぞえたハーシェルは、太陽は、回転研磨盤の中の研磨剤の粒子のように配置された、広大な星の雲に属する星のひとつである、と確信した。彼のたとえにしたがうと、回転研磨盤の奥深くに太陽が位置し、その近くにある小さな惑星の住人が水平方向をみると、天の川とよばれる暗い遠くの星からなる帯が空を完全にとりまいているようにみえ、上か下をみると近くの少数の星しかみえない。

最近の調査によって、天の川、つまり私たちの銀河系は重力によってたがいにむすびつけられ、遠くの中心の周りを回転する星の集合であることが確認された。銀河系の構造を研究するうえで、もっとも重要なのは、星の距離に関する知識である。星の距離を測定する視差による方法は、もっとも近くにある数千の星にしか有効ではない。すでにわかっている星固有の明るさと、見かけの明るさとを比較することで、その星までの距離が測定できる。ケフェウス型変光星(→ 変光星)とよばれる星は明るさが周期的に変化する。その周期は星固有の光度による。周期と光度の関係がアメリカの天文学者ヘンリエッタ・スワン・レビットによって発見されたのち、アメリカの天文学者シャープリーは天の川全体にちらばっているケフェウス型変光星をつかって、銀河系の大きさを測定した。秒速30万kmの速さをもつ光が、銀河系をとりまくハローの端から端まで到達するのに40万年かかる。目にみえる渦巻の長さはその半分以下である。銀河系は、共通の中心の周りをまわる全部で約1000億個の星で構成されている。銀河系の中心から約3万光年の所に位置する太陽は、毎秒約210kmの速さでうごいており、1回転するのに約2億年かかる。

天の川の星と星の間には大量のちりやガスがちらばっている。この星間物質が遠くの星からやってくる可視光線をさえぎってしまうために、地上にいる観測者は、天の川の遠い部分をくわしく観察することができない。1932年、アメリカの電気技師K.G.ジャンスキーが天の川からやってくる電波を発見したことによって、電波天文学という新しい分野がひらかれた。のちの研究によって、これらの放射の一部は星間物質からのものであり、残りはかつて電波星とよばれた別の源からきていることがわかった。銀河系の遠い部分からやってくる電波は、可視光線をさえぎる星間物質をとおりぬけることができるので、光学望遠鏡ではみることのできなかった領域も観測できるようになった。この観測によって、銀河系は、古い星からなる扁平のバルジ(ふくらみ)と、熱く若い星がつくる渦巻の腕からなる外側の円盤、大きくひろがった暗い星のハローで構成される渦巻銀河であることがわかった。86年、電波望遠鏡でこの外側の円盤を観測しているとき、天文学者は史上はじめて、へびつかい座の中に500光年のかなたで星が誕生するのをみた。

銀河系の中心核は最近まで、星間物質の雲によってかくされたなぞの領域であった。1983年に赤外線天文衛星(IRAS)がうちあげられてからは、その領域の映像がえられるようになった。地球の大気にさえぎられることがないので、IRASに搭載されたセンサーは、銀河系の中心にある無数の赤外線エネルギー源の位置と形を、くわしく記録することができた。映像の中に、星ではないが星団にしては小さく、質量の大きな天体が1つ発見されている。これはブラックホールであることが証明されるかもしれない。→ 赤外線天文学：電波天文学

XII

宇宙

ひじょうに大きいにもかかわらず、銀河系は宇宙に存在する銀河のうちのひとつにすぎない。アメリカの天文学者エドウィン・ハッブルの研究によって、渦巻星雲についての疑問が1924年にフリードマンの理論で解決された。それらひとつひとつが、ひじょうに遠くにある、私たちの銀河系と同じような銀河だったのである。これらの銀河には、銀河系のように渦巻形をしているものや、そのほか楕円形や不規則な形のものもある。ハワイのマウナケア山にある世界最大のケック望遠鏡(口径982cm)は、数十億光年先にある銀河からやってくる光をとらえた。→ マウナケア天文台：天文台

遠くの銀河からやってくる光をスペクトル分析したところ、星は地球で知られているものと同じ化学元素でつくられていることがわかった。また思いがけないことに、ほとんどの銀河が銀河系から遠ざかっていることもわかった。遠くの銀河ほどはやい速度で遠のいていたのである(→ ドップラー効果)。これは、宇宙が膨張しており、宇宙はビッグバンとよばれる爆発によってひじょうに熱く濃い物質の状態からはじまったことをしめす証拠であると解釈されている(→ 宇宙論)。どのような状況で爆発がひきおこされたかは、1980年代初期に発表されたインフレーション理論で説明される。ビッグバンの放射は、そのとき以来、温度がさがりつづけ、現在では絶対温度で約3度になっている(絶対0度は摂氏-273.15°C)。あらゆる方向からやってくるこの温度の放射が、1965年にアメリカの物理学者アルノ・ペンジアスとロバート・W. ウィルソンによって発見され、現在、初期宇宙の歴史をもっともよくしめすとされている。アインシュタインの重力の一般相対性理論もまた、ビッグバン理論を支持している。

電波望遠鏡によって1963年に確認されたクエーサーは、ひじょうに遠くにある銀河の活動的な核である、と大半の天文学者は考えている。理由はまだわかっていないが、クエーサーは周りにある銀河の光をかくしてしまうほど明るくなった。クエーサーは極端に遠くにある銀河団の中で発見されることが多い。クエーサーのスペクトル線は赤いほうへのずれ(→ 赤方偏移)をしめしており、これらの天体が光速に近い速度で私たちの銀河から遠ざかっていることをものがたっている。見かけの速度が大きいということは、それらが天体の中でも、もっとも遠くにあることを意味している。120億光年はなれた位置にあるクエーサーが、91年にパロマー山天文台(→ ヘール天文台)の口径508cmの反射望遠鏡で発見されている。