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天体観測 てんたいかんそくastronomical observation

ブリタニカ国際大百科事典 小項目事典の解説

天体観測
てんたいかんそく
astronomical observation

天文学の資料を集めるための観測一般をさす。中世以前の天体観測は象限儀などを用いた肉眼観測のみで,したがって観測の対象も太陽,月,惑星,彗星のほか,6等星以上の恒星に限られていたが,17世紀に望遠鏡が登場して以来その範囲は大幅に広がった。現在はそれら光学的観測のほか電波や赤外線,紫外線,X線による観測もあり,また光学的観測も眼視によるもののほか,写真乾板の長時間露出によって微光天体の像をとらえる写真観測が大きな分野を占めることとなった。観測の目的自体も子午儀による古典的な天体位置決定,赤道儀などによる個々の天体の研究,さらに天体の外観のみならず分光器によるスペクトル観測でその性状を調べるなど,多岐にわたっている。電波観測も天体電波を受信するばかりでなく,月や流星などに対してはレーダが用いられる。観測の場はおもに天文台であるが,大気の影響を避けるためにロケットによる大気圏外での観測も行われ,また月面へ直接種々の測定機械を運ぶにいたって天体観測という用語の範囲も曖昧になってきた。天文台そのものも,月面あるいは宇宙空間に,望遠鏡その他の観測機械を持上げた空間天文台へと発展する趨勢にある。

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デジタル大辞泉の解説

てんたい‐かんそく〔‐クワンソク〕【天体観測】

天体の位置・運動・光度スペクトル型・大きさなどの観察・測定をすること。

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デジタル大辞泉プラスの解説

天体観測

日本のポピュラー音楽。歌は日本のバンド、BUMP OF CHICKEN。2001年発売。作詞・作曲藤原基央。2002年フジテレビ系列で放映された同名のドラマの挿入歌に起用。

天体観測

日本のテレビドラマ。放映はフジテレビ系列(2002年7月~9月)。全12回。脚本:秦建日子。出演:伊藤英明坂口憲二オダギリジョー、小雪ほか。天体観測サークルの若者たちの成長を描く青春群像劇。

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世界大百科事典 第2版の解説

てんたいかんそく【天体観測 astronomical observation】

天体観測の特徴は天体からくる電磁波を受動的に測定してデータを得ることにある。近年,月探検に代表されるように天体に直接働きかけてデータを得ることも可能になったが,天体観測の基本は依然として到来する情報をいかに有効に使って天体の性質を導き出すかにある。しかも,情報は隕石,重力波宇宙線などごく一部を除いて,ほとんど光を中心とした電磁波の形で到来する。電磁波は波長や周波数で分類されるが,天体観測に使われる波長域はX線,紫外線,可視光線,赤外線,電波の全帯域にわたっている。

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大辞林 第三版の解説

てんたいかんそく【天体観測】

肉眼や器械を使って、天体の位置・明るさ・運動その他の物理的諸量を観測すること。

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日本大百科全書(ニッポニカ)の解説

天体観測
てんたいかんそく

直接肉眼によるか、または望遠鏡や測光器、分光器などの器械を使って、天体の位置、距離、運動、物理状態などを測定し、天体と宇宙に関する研究資料を得る行為をさす。[山下泰正]

現代の天体観測の特徴

天文学の研究は、各種の天体および天体現象の観測から始まる。現代天文学の特徴は、γ(ガンマ)線、X線から紫外線、可視光、赤外線、さらに電波領域まで、広い波長域にわたってさまざまな情報が得られるようになったことである。1940年代までは天文学の観測はほとんど光の領域に限られていた。第二次世界大戦後、電波天文学が、さらに赤外線天文学が開拓された。これらはエレクトロニクスの進歩に負うところが大きい。またX線天文学や紫外線天文学が拓(ひら)かれた。これら短波長の電磁波は地球大気を透過しないので大気外での観測が必要である。この分野および遠赤外とよばれる長波長の赤外域の観測には近年の宇宙開発からの寄与が大きい。
 現代の天体観測は多くのことを明らかにした。恒星は高密度のガス塊で、その表面温度は数千Kから数万Kである。恒星はおもに光の領域で光るが、高温の恒星は紫外線を、低温のものは赤外線を放射する。宇宙には高温、低密度のガスがあって、電離してプラズマ状態になっている。そのようなガスからは電波やX線が放射される。低温の星間ガスは固体微粒子に凝縮していて、赤外域で光る。一つの星でも、その温度―密度構造によって観測波長域ごとにさまざまな様相を見せる。たとえばわれわれが普段に見る太陽は光で見た太陽であり、約6000Kの温度の光球とよばれるものであるが、その外側には数百万K~数千万Kに達するコロナがあり、電波やX線が放射され、さらに太陽から外側に向かって開かれた磁力線に沿って太陽風とよばれるガスの流れがある。[山下泰正]

天体観測の種類

天体観測は、何を観測するかによって大略次のように分けられる。
(1)位置観測 各種天体の天球上の精密な位置を測定する。これらは天体の基礎データであるとともに、天体の運動学的研究の基礎資料である。
(2)微細構造の観測 太陽面現象、惑星面の模様、二重星、星団の星への分解、遠方の銀河の構造など観測対象はさまざまである。
(3)測光観測 天体の明るさおよび色の観測。変光星などのように現象の時間変化の観測はとくに重要である。星の色は連続スペクトルのエネルギー分布を通して、その星の温度および銀河系内における星間吸収の量を表す。
(4)分光観測 各種天体の吸収線あるいは輝線スペクトルを観測する。星の線スペクトルの解析から、その星の大気構造や元素の化学組成がわかる。球状星団や銀河では、どのような星から構成されているかがわかる。線スペクトルの波長偏移からはドップラー効果によって視線速度がわかる。
(5)探査・新天体の発見 彗星(すいせい)、新星、超新星のような突発的現象の発見、あるいは微光のため従来調査が行き届かなかった天体の発見など。どこに現れるかわからない天体をみつけるにはシュミット・カメラのように広写野の望遠鏡が必要である。
 実際には、ある天体、あるいは天体現象を研究しようとすると、多方面からの観測が必要になってくる。[山下泰正]

観測と実験の違い

天文学は自然科学の一分野である。自然科学では自然現象の抽象化としての実験、演繹(えんえき)化としての法則性を導き出すことが重要な役割を果たす。しかし、天文学で扱う現象は、環境を制御して実験するわけにはいかないし、繰り返して実験するわけにもいかない。天体観測はその観測時点での天空の記録である、という性格をもっている。100年前の天体写真は100年前の記録であり、昨日の観測は昨日の記録である。新天体あるいは新しい天体現象が発見された場合、記録によって過去にさかのぼって調査することができる。また現象がいかに複雑でも、多方面からの観測を繰り返して複雑さを解きほぐし、現象の本質を究明するのが天文学の研究に課せられた宿命である。[山下泰正]

天体観測の発達史

天体観測の進歩は望遠鏡と検出器の発達に負うところが大きい。X線から電波まで、各領域ごとにそれぞれ別の望遠鏡、検出器が使われ、共通にはならない。これは波長(エネルギー)ごとに電磁波と物質との相互作用が異なるからである。[山下泰正]
望遠鏡
光の望遠鏡は1608年、オランダで発明されたが、望遠鏡で最初に天体観測を行ったのはガリレイで、1609年のことである。屈折望遠鏡の対物レンズは凸レンズである。初期の屈折鏡の対物レンズは単レンズで、大きな色収差(いろしゅうさ)をもっていた。すなわち色によって焦点位置が異なり、像が色づいてぼける。色収差の軽減のために、まずとられた方法は焦点距離を伸ばすことで、17世紀後半のホイヘンスや、土星の環(わ)の空隙(くうげき)を発見したカッシーニの長大な望遠鏡がそれである。
 反射望遠鏡は対物鏡に凹面鏡を用い、ニュートンの発明である。反射望遠鏡では色収差はない。18~19世紀にハーシェルやロスによってつくられた反射望遠鏡は口径が120~180センチメートルもあったという。これらの反射鏡はスペキュラムという特殊合金でつくられ、年月を経ると反射率が低下し、再度、鏡面を研磨し直さなければならないという欠点があった。
 レンズの色収差は2種類のガラスを用いた色消しレンズの発明によって克服された。そして19世紀後半、多くの大口径屈折望遠鏡が建設された。その頂点にたつものが、アメリカのリック天文台およびヤーキス天文台の90センチメートルと101センチメートルの屈折望遠鏡である。しかし、レンズ中を光が通るために要求される均質な大口径ガラス材を得ることの困難、レンズが厚くなってレンズ内での吸収が急速に増えることのため、これ以上の大口径のものはつくられていない。
 現在の大口径望遠鏡は反射望遠鏡である。19世紀末にガラスに銀を化学沈殿させて高い反射率をもつ反射面をつくる技術が開発されて反射望遠鏡は復活した。反射率が低下すれば古い銀を化学的にはがして再鍍銀(とぎん)すればよい。1930年代には鏡面にアルミニウムを真空蒸着する方法が開発され、反射面は長もちするとともに紫外域の反射率が著しく向上した。現在、最大の望遠鏡はハワイ(アメリカ)のマウナ・ケア山頂にある口径10メートルのケック望遠鏡である。大口径の鏡は製作困難なため、主鏡は36個の六角形の鏡からなっていて、おのおのを研磨した後、1枚の鏡面をつくるように調整して並べてある。これにより有効口径が10メートルになるわけで、この方式は分割鏡とよばれる。一枚鏡による世界最大の望遠鏡は同じくマウナ・ケア山頂のハワイ国際観測所に1999年に完成した口径8.2メートルの日本のすばる望遠鏡で、次いでチリのヨーロッパ南天天文台の8.1メートル望遠鏡(VLT)、マウナ・ケア山のアメリカ・イギリス・カナダ連合の8.0メートルのジェミニ望遠鏡である。
 望遠鏡の能力は微光の天体からの光を集めることと、遠方の天体の模様を鮮明に分解して見ることである。前者の集光力は集光面積である主鏡の口径の二乗に比例し、後者は角分解能とよばれ、主鏡口径による回折像で決まり、主鏡の口径に比例する。すなわち望遠鏡の主鏡の口径が大きいほど明るい鮮明な像が得られる。これが望遠鏡の大きさを主鏡口径で表す理由であり、望遠鏡の歴史は大口径化への努力である。しかし実際には、主鏡口径がある程度大きくなると、地上望遠鏡の分解能は空気の揺らぎ(シーイングseeing)で制限される。空気の揺らぎは上層からドームの周り、鏡筒内まで、各所でおこる。したがって上層まで大気の安定した観測適地に建設地を選ぶとともに、ドーム、望遠鏡筒内の熱的制御を考えて星像の安定を図らねばならない。大気外に出ると大気シーイングに左右されない望遠鏡本来の分解能が得られる。そのために行われるのが気球観測であり、スペース望遠鏡である。気球観測の場合、30キロメートルほどあがれば可視光・近紫外線・赤外線については地上の何倍もの鮮明さで観測できる。とくに赤外線領域では100マイクロメートル以上の波長に及ぶ広い範囲で大気の吸収を受けない。この分野では口径30センチメートルから1メートル級の反射望遠鏡が使われ、各種の天体の測光や分光観測が行われている。X線やγ線についても30~40キロメートルの気球高度になると十分観測が可能になる。しかしそれだけの高度での観測であっても、上にある大気から発生するバックグラウンドは問題になる。これはX線やγ線で顕著であり、スペース望遠鏡に期待されるゆえんもここにある。スペース望遠鏡には、1990年に打ち上げられた口径2.4メートルのハッブル宇宙望遠鏡がある。これは大気外からシーイングにじゃまされないで鮮明な画像を撮るための初めての本格的スペース望遠鏡で、最初、予期せぬ収差があったが、1993年に修理されてからは、その性能を十分に発揮している。
 電波では波長が長いため回折が大きく、角分解能を高めるには著しく大きな口径を必要とする。このため複数の電波望遠鏡をある距離に離して置いて干渉計として使う。分解できる角度は、離した距離に反比例する。近年では地球の半径ぐらいも離れた複数の電波望遠鏡を干渉計(超長基線干渉計VLBI very long baseline interferometry)として使用し、大きな成果をあげている。[山下泰正]
検出器
19世紀なかばまでは、天体観測は眼視観測に限られていた。19世紀、写真術が発明され、1850年ごろから星野の撮像への応用が始まった。その成果は目覚ましく、たとえば毎年発見される小惑星の数は19世紀後半急速に増加した。これは、ある時間を隔てて撮影した2枚の乾板から、小惑星のような移動天体を検出するのが非常に有効だったからである。写真の長所は客観的で個人差がないこと、保存性に優れていることである。よく処理された乾板は約100年の保存に耐え、再測定に使える。各天文台に保存されているこれらの乾板は過去の天空の記録として貴重なデータである。写真乾板はその後発達した天体分光観測にも大いに活用されてきた。写真の欠点は量子効率の低さと、光量と写真の黒みとが比例しないことである。
 光電管は光を電流に変えて測る装置である。光電管が星の明るさの測定に用いられたのは1930年代であるが、光電子増倍管が発明されて、1950年ごろより測光観測の精度は格段に向上した。光電管は量子効率が高い、電流が光の強さに比例するという長所をもつが、1チャンネルしかないという欠点がある。広がった天体を光電管で測ろうとすると、1点ずつ測定しなければならない。
 写真と光電管の欠点を相補うものとして、固体撮像素子が開発・研究された。とくにCCD(電荷結合素子)は数十パーセントの量子効率をもつ。民生用ビデオカメラにも多用され、当初は比較的小型のものしか製造できなかったが、最近では写真に匹敵する大型のものまで実用化されてきた。以上の理由で最近では写真にとってかわって固体撮像素子が使われている。
 一方では望遠鏡の大口径化によって、できるだけ多くの光を集め、他方では固体撮像素子のような検出器の開発や性能向上によって、集めた光をできるだけ有効に活用して、かすかな光のなかから最大限の情報を得るべく努力しているのが現代の天体観測の特徴である。このような望遠鏡の大型化と検出器の開発努力はX線から赤外線、電波まで、すべての領域で行われている。[山下泰正]

観測方法

天体観測の目的、種類によって望遠鏡はいろいろな使われ方をする。また、目的に沿った種々の観測装置が必要になる。
 天体の位置は天球面に張った座標系(角度)で表され、距離は別に決める。基本になるのは赤道座標系で、赤経・赤緯で表される。天体の位置測定にもっとも基本的なものは子午環であって、位置の絶対測定を行う。天頂は鉛直線で決める。天の北極は周極星の上方および下方子午線通過を観測して決める。春分点は太陽および太陽系天体を観測して決める。天体位置の絶対測定の眼目は年周視差と固有運動の測定である。クエーサーは遠方にあるため、年周視差、固有運動ともゼロであると仮定できる。VLBIの進歩によって、電波によるクエーサーの位置測定が絶対座標系の基準になっている。より暗い星の位置は、写真に撮って、乾板またはCCD上の位置を、子午環などで正確に測られた標準星の位置から相対的に測定される。
 探査あるいは掃天観測では全天あるいは広い天域を調査することが必要で、このためには明るい光学系でしかも広い写野をもつシュミット・カメラが使われる。シュミット・カメラでは約40センチメートル角の乾板を使って、天の6度四方の星野が撮れる。探査のためには、そこに写っている天体のなかから目的とする種類の天体を選び出して位置、明るさ、形状などをすばやく測定することが必要である。
 スペクトルの探査には、たとえばシュミット・カメラに対物プリズムを取り付けて撮像する。こうすると、そこに写っている天体のスペクトルが一度に得られる。対物プリズムは暗い天体までの低分散スペクトルを得るのに適しているが、線の精度はシーイングに依存する。個々の天体の高分散スペクトルは大望遠鏡にスリット分光器を装着して観測する。分光器には回折格子分光器のほか、とくに高い分解能を必要とするときにはファブリ‐ペロー干渉計やフーリエ干渉分光器なども用いられる。
 天文学の進歩とともに観測対象は星でも銀河でも、より暗い天体に向かう。あるいは逆に微光天体のより精密な観測結果から天文学の進歩がもたらされるといっても過言ではない。かすかな光から情報を得るには、大口径鏡の集光力が必要であり、集めた光を分光、測光、変光、あるいは偏光(磁場測定)など目的に応じて多方面から測定して、その天体あるいは天体現象の本質が研究される。光の領域に限らず、X線から電波まですべての波長域で大口径化は必要であり、それらを総合して、初めて宇宙のより完全な描像が得られる。そして、これなしには天文学の健全な発展は望めない。
 微光天体の観測には空が暗いことが必要であるが、文明の発達とともに、夜空は急速に明るくなっている。かすかな光の星は人工光に埋もれて見えなくなってしまう。夜間照明は地上を照らすのが目的であり、天文台の観測環境を守るのも文化国家の一つの使命ではなかろうか。[山下泰正]

アマチュアの天体観測

天文学にはアマチュアの観測が大きな寄与をすることがある。これは、天体現象が繰り返さない、天体観測にはその時々の天体現象の記録だという性格があることによる。太陽黒点、変光星、惑星面、流星、小惑星、彗星、新星、超新星などアマチュアの活躍できる分野はたくさんある。日本列島も南北に長いから、多くの人が協力すれば天候の悪さを埋め合って連続した貴重なデータになる。変光星には光電測光装置がアマチュア間でも使われてきており、波長域を決める色フィルターを共通にすれば均質な高精度のデータが得られる。従来から彗星の発見にはアマチュアの貢献が大きかった。また、小惑星、新星、超新星も暗いものまで発見されることが多くなったが、これはCCDによる天体写真の普及に負うところが大きい。以前に撮影した写真と比べるわけだが、画像の傷を新天体と見誤らないために、2枚以上撮影して確認するとよい。アマチュアにとって観察の対象はなんでもよい。深夜にひとりで星空を楽しむのもよい。手始めには半月の月面と土星の環を勧める。どんな望遠鏡で見ても写真にはない感激がある。[山下泰正]
『森本雅樹著『天体観測セミナー』(1980・恒星社厚生閣) ▽太田原明著『天体観測ハンドブック』(1995・誠文堂新光社) ▽藤井旭著『最新 藤井旭の天体観測教室』(2004・誠文堂新光社)』

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世界大百科事典内の天体観測の言及

【宇宙】より

… 一方,太陽系を取り巻く恒星集団(銀河系)についての認識も進んだ。すでにガリレイは銀河が無数の恒星の集りであることを望遠鏡による初めての天体観測(1609)で見つけたが,その後イギリスのライトT.Wright(1711‐86)や哲学者I.カントは,われわれのまわりの恒星が太陽を中心とする凸レンズ状の孤立した系をつくっていると説いた(1750‐55)。天王星を発見した(1781)F.W.ハーシェルはその後この考えを観測的に発展させ,初めて銀河系のモデルを発表した。…

※「天体観測」について言及している用語解説の一部を掲載しています。

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