高等学校理科/地学基礎/宇宙の構成

スペクトル

プリズムにより、光は曲がる。このとき光の波長ごとに曲がる大きさが違うので、虹（にじ）のような色の帯ができる。

プリズムを通った光は、赤から紫までの波長の光に分かれる。このような光の帯をスペクトルという。 光は、電磁波という波の一つである。光の色の違いは、波長の違いである。電磁波のうち、私たちが色や明るさとして見ることができる電磁波を、可視光（かしこう）または可視光線という。私たちヒトが見ている光は、可視光である。

可視光の波長は、おおむね380nm〜770nmである。（ nm は長さの単位 ナノメートル のこと。）

1nm = 10^-9m である。

光の波長の測定方法については、のちの節で発展項目として、ローランドの回折格子などについて解説するので、それを参照せよ。

また、光の速度は常に一定であることが物理学によって分かっている。

光には、私たちヒトの目に見えない光もある。赤外線や紫外線なども電磁波であるが、赤外線や紫外線は、私たちヒトの目には見えない。

連続スペクトル

輝線スペクトル

吸収線スペクトル

フラウンホーファー線

水素を発光させたものやナトリウム灯のスペクトルを調べると、特定の波長だけが線上に表れる輝線スペクトル（きせんスペクトル）になる。どの波長が表れれるかは元素の種類によって異なる。ちなみにナトリウム灯のスペクトルは、オレンジ色の線が2本ほど表れる。（※ ウィキに図が無いので、参考書などで各自、調べてください。）

逆に、太陽光のスペクトルを調べると、特定の波長が、いくつか抜けていて、その波長の部分だけ黒い線になっているスペクトルが表れる。これは、太陽大気などの物質に、その波長の光が吸収されたためである。よって、この抜けているスペクトルの波長と、知られている元素のスペクトルの波長とを、比べることで、太陽大気の元素の組成を調べることができる。

なおスペクトルで、物質に吸収されたため、暗くなって抜けていて黒い線の部分を、吸収線（きゅうしゅうせん）あるいは暗線（あんせん）という。

こうして太陽の元素の組成を調べたところ、太陽の元素のほとんどは水素であり、水素が92％ちかくある。残りのほとんどはヘリウムで、ヘリウムが約7％ある。

なお、太陽の吸収線のことをフラウンホーファー線という。

熱く熱された鉄から出る光。

また、恒星のスペクトルでの各色の光の強さを調べることで、その恒星の温度が分かる。その理由は、つぎのような理由である。

まず、近代のヨーロッパの科学者たちの調査で、製鉄所などで加熱されて造られている金属などのように、とても高温の物から出てくる光に含まれる色を調べたところ、温度が1000度や2000度くらいの時は、赤い光が多いが、もっと温度を上げていくと、だんだん白い光が多くなってくることが分かってきた。 さらに、もっともっと、温度を上げていくと、物体から出る光は、青白い光が多くなってくることが分かってきた。

近代の科学者は考えた。「地上の物体では、温度が高いほど、赤い光から青白い光になるという法則があるんだから、夜空にうかぶ星の色も、地上と同じように、青い星は、きっと温度が高いにちがいない」と、近代の科学者は考えた。 実際に、この考えが正しいことが、さまざまな研究から、確かめられている。

このようにして、太陽のスペクトルから求めた太陽表面の温度は、およそ6000℃である。温度の数値の根拠は、以降の「シュテファン＝ボルツマンの法則」の章の解説を参照せよ。

シュテファン＝ボルツマンの法則

各温度における黒体輻射のエネルギー密度の波長ごとのスペクトル

地表面と地球大気表面における太陽放射スペクトルの比較

ウィーンの変位法則は、黒体の温度が高いほど、放射エネルギーが最大になる波長が短くなっていることを表し、その波長をλ（μm）・温度をT （K）としたとき以下の式で示せる。

λT　= 2900

ウィーンは、ウィーンの法則を確かめる測定実験をする際、熱エネルギーの測定器にはボロメーターという装置を用いた。 （※　ボロメーターについて、くわしくは、発展の節で説明する。）

シュテファン＝ボルツマンの法則は、恒星の放射するエネルギーE は絶対温度T の4乗に比例するというもので、次の式で表される。

E　= σT ⁴

発展：光のエネルギーと波長の測定方法

（※　高校の範囲外）

光のエネルギーの測定方法

1900年ごろ、すでに天文学者のラングレーによって、熱エネルギーの測定器としてボロメータという測定器が実用化していた。ボロメータとは、金属が温度変化した際の電気抵抗の変化を利用して、電気抵抗の変化から温度変化を読みとり、その温度変化から熱エネルギーなどのエネルギーを測定する装置である。

このボロメータを用いて、光の放射エネルギーも測定できた。

ウィーンは、ウィーンの法則を確かめる測定実験をする際、光のエネルギー測定のために、ボロメーターを用いた。この当時のボロメーターの精度の例として、温度が10^-5上昇すると、抵抗値の変化率の3×10^-8を読み取れるという高精度であったと言う。

ラングレーやヴィーンが用いていた頃のボロメーターでの測温用の金属には、白金が用いられていた。 そして、ボロメーターの精度の向上のため、ホイートストン・ブリッジ回路の中に、この電気抵抗を組み込むことで、精度を得ていた。

なお、21世紀の現在でも、白金は、電気抵抗式の測温素子として、よく用いられている。また、ホイートストン・ブリッジも、アナログ電気式の測定器で精度を得るための手法として、よく用いられている。さらに、ホイットストーン・ブリッジと測温素子の組み合わせによる温度測定器や放射エネルギー測定器などすらも、現在でもよく用いられている。

光の波長の測定方法

この1900年ごろのウィーンの時代、光の波長測定の方法では、回折格子が用いられた。すでにローランドなどによって光の波長測定の手段として実用化していたローランド式などの回折格子が、よく用いられた。

そもそも、光の波長は、どうやって測定されたのだろうか。

1821年にドイツのレンズの研磨工だったフラウンホーファーが、回折格子を作るために細い針金を用いた加工装置を製作し、その加工機で製作された回折格子を用いて、光の波長の測定をし始めたのが、研究の始まりである。フラウンホーファーは、1cmあたり格子を130本も並べた回折格子を製作した。

また、1870年にはアメリカのラザフォードがスペキュラムという合金を用いた反射型の回折格子を製作し（このスペキュラム合金は光の反射性が高い）、これによって1mmあたり700本もの格子のある回折格子を製作した。

メートル原器

より高精度な波長測定が、のちの時代の物理学者マイケルソンによって、干渉計（かんしょうけい）というものを用いて（相対性理論の入門書によく出てくる装置である。高校生は、まだ相対性理論を習ってないので、気にしなくてよい。）、干渉計の反射鏡を精密ネジで細かく動かすことにより、高精度な波長測定器をつくり、この測定器によってカドミウムの赤色スペクトル線を測定し、結果の波長は643.84696nmだった。マイケルソンの測定方法は、赤色スペクトル光の波長を、当時のメートル原器と比較することで測定した。

なお、現代でも、研究用として干渉計を用いた波長測定器が用いられている。メートル原器は、マイケルソンの実験の当時は長さのおおもとの標準だったが、1983年以降はメートル原器は長さの標準には用いられていない。現在のメートル定義は以下の通り。

メートルの定義

真空中の光の速さ c を単位 m s⁻¹ で表したときに、その数値を 299792458 と定めることによって定義される。

ここで、秒はセシウム周波数 ∆ν_Cs によって定義される。

宇宙のすがた

ハッブルの法則

音源が左手に向かって等速で動いている場合。物体の運動方向の前方の波長は短くなり、反対側の波長は長くなる。

宇宙は膨張している。1929年、天文学者のハッブルは、つぎのような観測事実をもとに、銀河が遠ざかっていることを発見した。

ハッブルは観測によって、恒星から地球にとどく光のスペクトルが、地球から遠い星ほど、ドップラー効果によって、赤くなっていることを発見した。 地上で測定された各元素の輝線スペクトルよりも、星の光から観測したスペクトルのほうが距離に比例して赤く偏位しているのである。 この、遠い星ほど光が赤いという事実を、赤方偏移（せきほう へんい）という。

ドップラー効果については、物理科目で高校では習うはずなので、物理の参考書を読め。

サイレンを鳴らした車が自分の近くを通りすぎるとき、通りすぎる前と通り過ぎたあとで、音の高さが違って聴こえるのもドップラー効果である。 光にもドップラー効果はあり、私たちが作ったような自動車などが運動するような速度では速度が低すぎて光のドップラー効果は観測できないが、宇宙の規模での速度だと、もっと高い速度なので、光のドップラー効果も観測できる。

ドップラー効果では、波の発生源が遠ざかるほど、波長は長くなり、つまり振動数が低くなる。

青い光と比べて、赤い光は、波長が長く、振動数が低い。つまり、赤くなるほど、波長が長くなっている。 そして、地球から遠い恒星ほど、赤い光になっているのだから、遠い星ほど、より速く遠ざかっていることになる。

つまり、遠ざかる速度 v が、観測地点である地球からの距離 r に比例している。比例定数を H とすれば、式は

v = Hr

で表される。 この比例定数Hを、発見者のハッブルの名前にちなんで、ハッブル定数という。

そして、このような事実から、宇宙は膨張している事がわかる。

このような宇宙の膨張の法則をハッブルの法則という。

（※ ここに、ハッブルの測定結果のグラフを追加。）

さて、このように、宇宙にある星どうしは、おたがいに、どんどん遠ざかっている。つまり、宇宙は、膨張している。

裏をかえせば、過去にさかのぼると、昔は今よりも、星どうしの距離が近かったのである。ならば、宇宙が誕生した瞬間は、すべての星が、一点に集まっているはずである。

膨張の速度から逆算すると、宇宙が誕生した時期が分かる。宇宙は約137億年前に誕生した。

宇宙の始まりの瞬間は、以上の論理から、物質の密度がとても高かったことが考えられている。現在の宇宙にある物質すべてが、一点に集まっていたからである。

また、宇宙の始まりのときの温度については、宇宙での元素の種類や割合などの理由から、宇宙の始まりの温度は、とても高温であったと考えられている。

ビッグバン

宇宙の始まりの瞬間は、きわめて高温・高密度であったと考えられている。そして、それが急激に膨張していったと考えられている。このような説をビッグバンといい、1948年に物理学者のガモフによって提唱された。

太陽と恒星

太陽

• フレア

皆既日食のときに光球の外側にピンク色っぽい大気の層が見え、この層を彩層（さいそう）という。このピンク色の光の原因は、水素のスペクトル光であるHα線（エイチ・アルファーせん）の赤色である。また、彩層の外側にうすく広がる気体の部分をコロナという。彩層の一部が突然明くなることがあり、この現象をフレアという。 フレアのときに、強いX線や紫外線が放出されることで、地球では通信障害を起こすことがあり、この通信障害の現象をデリンジャー現象という。

• 太陽風

太陽からは、水素や電子などの粒子が、数百km/s の速さで、大量に流れだしてる。これを太陽風（たいようふう、solar wind）という。太陽風は電離しており、電気を帯びている。これは、太陽の内部はとても高温のため、水素やヘリウムなどの原子核から電子が電離してしまうためである。

• オーロラ

アラスカでのオーロラ

太陽風が地球に打ちつけられた時、北極・南極の極付近では、発光現象を起こすことが知られており、この極付近での発光現象をオーロラという。

太陽の誕生と進化

私たちの太陽は、約46億年前に誕生した。太陽がどのようにして生まれたのかを理解するには、星の誕生過程について知る必要がある。星は、主に水素とヘリウムからなるガスや塵の雲（星間雲）が引力で収縮して形成される。太陽も同様に、巨大な分子雲が収縮し、中心部の温度と圧力が十分に高まった時、核融合反応が始まったことで誕生した。この核融合反応では、水素原子が融合してヘリウムが作られ、大量のエネルギーが放出される。このエネルギーが太陽の輝きの源だ。

太陽のような恒星は、誕生してからの大部分の時間を、安定した状態で過ごす。この安定期は、「主系列星」と呼ばれ、核融合によるエネルギーと重力がバランスしている。

主系列星

恒星の寿命の大部分は、主系列と呼ばれる段階で過ぎていく。太陽も現在、この主系列段階にある。主系列星は、内部で水素がヘリウムに核融合することによってエネルギーを生み出し、そのエネルギーが恒星を外向きに膨張させる力となる。一方で、恒星の重力がそれを内側に引き寄せようとする。この2つの力がバランスを保つことで、恒星は安定した輝きを放ち続ける。

主系列星は、その質量によって寿命が決まる。質量が大きい星ほど核融合が激しく、エネルギーを早く使い果たしてしまうため、寿命が短い。一方、質量が小さい星は核融合のペースが遅く、非常に長い間主系列にとどまる。

恒星の一生とその種類

恒星の一生は、質量によって大きく異なるが、基本的には以下の段階をたどる。

1. 星間雲からの誕生
   恒星は、星間雲と呼ばれるガスと塵の巨大な雲から誕生する。この雲が収縮し、中心部分で核融合が始まると、恒星として輝き始める。
2. 主系列段階
   恒星の質量に応じて、主系列段階の寿命は異なる。太陽のような中程度の質量を持つ星は、約100億年ほど主系列にとどまるが、質量の大きい星はそれよりずっと短命で、数百万年から数千万年しか持たない。
3. 主系列後の進化
   主系列段階が終わると、恒星は次の段階に進む。水素が尽きると、恒星の中心部ではヘリウムの核融合が始まり、外側の層が膨張する。太陽のような星は、この段階で赤色巨星となる。一方、質量が非常に大きい星は、核融合を繰り返し、さらに重い元素を作り出す。
4. 最期の段階
   恒星が進化すると、最終的にはエネルギーを使い果たす。太陽のような中程度の質量の星は、外層を宇宙に放出し、残った中心部は白色矮星として冷え続ける。質量が非常に大きい星は、最後に大爆発を起こす。この爆発は超新星と呼ばれ、残されたコアは中性子星や、さらに質量が大きければブラックホールになる。

恒星の種類

恒星は、質量や温度、輝きによっていくつかの種類に分類される。

赤色矮星

質量が非常に小さく、低温で長命な星。宇宙で最も多く存在している。

太陽型星

太陽のような中程度の質量を持つ星。主系列段階が長く安定している。

青色巨星

質量が非常に大きく、高温で明るい星。寿命が短く、超新星として爆発する運命にある。

白色矮星

太陽のような星が燃料を使い果たした後に残る、密度の高い小さな星。

銀河系

私たちが住んでいる銀河系（天の川銀河）は、数千億個もの恒星、星団、ガス、塵、そしてダークマターで構成される巨大な星の集まりだ。銀河系は螺旋（らせん）構造を持っており、中心部から腕が渦巻き状に伸びている。私たちの太陽系は、この渦巻きの一部に位置している。

銀河系は、約10万光年の直径を持ち、中心部には非常に明るい膨らみ（バルジ）がある。この中心には、膨大な質量を持つ天体、つまり超大質量ブラックホールが存在していると考えられている。銀河系は、星が生まれる領域や、年老いた星が集まる領域など、さまざまな場所に分かれている。また、銀河系は局所銀河群と呼ばれる銀河の集団の一部であり、アンドロメダ銀河やその他の小さな銀河とともに宇宙の一角を占めている。

銀河系の進化や形状は、内部の物理的過程だけでなく、近隣の銀河との相互作用によっても変化している。私たちの銀河系も、ゆっくりとアンドロメダ銀河に近づいており、将来的にこれらの銀河は衝突し、融合する可能性がある。

ブラックホール

ブラックホールは、重力が極めて強力な天体で、光さえも逃げ出すことができない領域だ。ブラックホールの中心には、物質が極限まで圧縮された点、つまり特異点が存在するとされている。ブラックホールは、通常、質量の大きな恒星が超新星爆発を起こした後、その中心部が崩壊して形成される。

ブラックホールには、以下のような種類がある：

恒星質量ブラックホール

恒星の死後に形成される一般的なブラックホールで、数倍から数十倍の太陽質量を持つ。

超大質量ブラックホール

銀河の中心に存在し、数百万から数十億倍の太陽質量を持つ。銀河系の中心部にもこのタイプのブラックホールが存在しており、いて座A*（いてざエー・スター）と呼ばれている。

ブラックホールは、周囲の物質を引き寄せ、強力な重力で物質を加速させる。この過程で生じる高エネルギーの放射線が、ブラックホールの存在を間接的に観測する手段となっている。また、ブラックホール同士が合体する際に発生する重力波の観測も、近年では重要な研究分野となっている。

ダークマター

宇宙の観測データから、銀河や銀河団の運動を説明するためには、目に見える物質だけでは不十分であることがわかっている。この見えない物質がダークマター（暗黒物質）と呼ばれる。ダークマターは、直接的に観測されることはないが、その存在は重力的な影響を通じて確認されている。

ダークマターの主な特徴は、電磁波を放射せず、光を反射したり吸収したりしないことだ。そのため、通常の望遠鏡では直接見ることができない。しかし、ダークマターが存在する領域では、周囲の恒星やガスの運動が通常とは異なる動きを示す。この異常な運動を説明するために、ダークマターの存在が仮定されている。

銀河系も含むほとんどの銀河は、ダークマターの巨大なハローに包まれていると考えられている。このダークマターの存在が、銀河系の回転速度を均一に保つのに寄与している。通常の物質だけでは、銀河の外側の恒星が内側と同じ速度で回転する現象は説明できない。

現在、ダークマターが何からできているのかは、完全には解明されていない。ダークマターの候補として、未知の素粒子や弱く相互作用する粒子（WIMPs）が提案されているが、いずれもまだ直接的な証拠は見つかっていない。今後の研究によって、ダークマターの正体が明らかになることが期待されている。