実習テーマの選定 ①星の年齢推定 ：散開星団 ②天体までの距離推定 ：球状星団 ③銀河系の構造 ：星夜掃天 ④星雲の色と星の色 ：星雲 ①星の年齢推定　　　　　：散開星団 ②天体までの距離推定　：球状星団 ③銀河系の構造　 ：星夜掃天 ④星雲の色と星の色　 ：星雲 ⑤見えないものを見る　 ：星間塵 ⑥銀河の構造　　　　　　 ：系外銀河 ⑦銀河の形と色　　　　 ：系外銀河 ⑧宇宙の膨張速度 　 ：銀河団 ※テーマは重なっても良い

テーマ１：星の年齢を求める 目的：星の年齢は、星の基本的な特性の１つであり、星の進化を　　考える上で不可欠な情報である。本テーマでは、星の年齢　　推定の一般的な方法であるHR図を用いた方法を用い、　　　年齢推定の基本的な考え方について実習を行う 原理：星の年齢の推定にはHR図を用いるのが一般的である。HR図とは、星　 の色と明るさを図にしたものであり、星の特性を考える上で不可欠なも 　 のとなっている。 　　　 HR図を用いた場合でも、単独の星の年齢を推定することは極めて難し　 い。そのため、多数の星が密集している星団を用いるのが一般的であ　　 る。星は単独で誕生するのではなく、多数の星が同時期に誕生するの　　 が一般的であり、誕生した星は星団を形成する。逆に言えば、星団に属　 する星は同年齢と考えることができる。 　　　 同年齢の星をHR図上にプロットすると、年齢に依存した分布となるの　　 で、その分布と理論からの予測値を比較することにより、星団の年齢を　 推定することができる。

テーマ１：星の年齢を求める 散開星団 誕生間もない星の集団 数十個～数百個の星で形成される 天の川に沿って多数点在する 散開星団M45　 （プレアデス星団;すばる） 　　　　　　散開星団 誕生間もない星の集団 数十個～数百個の星で形成される 天の川に沿って多数点在する HR図：横軸・・星の色, 縦軸・・等級 星団の年齢によって分布が異なる

テーマ１：星の年齢を求める 観測と解析 散開星団を１つ選ぶ 異なる３波長で観測する データの一次処理（全ての観測で共通） データの二次処理 星団内の星の明るさを測る 星の明るさを等級に変換する 異なる波長のデータを用いて、星の色を求める 星間塵の影響を補正する HR図を作る 理論モデルと比較して、星団の年齢を推定する

テーマ２：天体までの距離を求める 目的：天体の明るさは距離によって変化する（地球に近ければ明るく、遠ければ　　暗く見える）。しかし、これは地球からの距離の違いによる効果であり、　　　天体の本来の明るさを議論するためには、天体までの距離を求め、その　　補正を行う必要がある。したがって、天体までの距離を求めることは天文　　学において最重要課題である。しかし、地上から眺める限り、天体までの　　距離の違いを認識することは難しい。 　　　　天体までの距離推定方法については様々な手法が考えられているが、本　　テーマでは変光星を使う方法を用い、星団までの距離推定を試みる。 原理：星の中には明るさを変化させるものがあり、変光星と呼ばれている。 　　　　変光星にもいくつかの種類があるが、脈動変光星と呼ばれる種類の変光　　星は、一定の周期で変光を繰り返すことが知られている。さらにこの種の　　変光星には、変光周期と星の明るさにも相関があり、周期が長い脈動変　　光星ほど明るくなる傾向がある。変光の周期から、星本来の明るさ（絶対　　等級）がわかるので、見かけの明るさ（見かけ等級）との差から、距離を　　　推定することができる。 　　　　本テーマでは、脈動変光星の中でも特に変光周期が短い「こと座RR型」　　　変光星を用いる。

テーマ２：天体までの距離を求める 球状星団 数万～数十万個の星の集団 年齢は非常に古い 銀河系内に150個程見つかっている 球状星団M3 　　　　　　　　球状星団 数万～数十万個の星の集団 年齢は非常に古い 銀河系内に150個程見つかっている 球状星団M3　 上：不規則変光星（上）と規則変光星（下） 変光周期と明るさ（絶対等級）の関係

テーマ２：天体までの距離を求める 観測と解析 球状星団を１つ選ぶ １波長で観測する １時間の間隔をおいて４回の観測を行う データの一次処理（全ての観測で共通） データの二次処理 星団内の星で明るさが変化している星を検出する 検出した星の明るさを等級に変換する 星間塵の影響を補正する 時刻と等級の関係を図にして、平均等級を出す 絶対等級と比較して、星団までの距離を求める

テーマ３：天の川の厚さを測る 目的：太陽系が属する天の川銀河は、約2000億個の恒星で構成されている。　　このような恒星の大集団である銀河は、天の川銀河以外にも無数に　　　存在しているが、その形状は様々である。では、我々の住む天の川 　　　　銀河はどのような形状であるのか？天の川銀河は、銀河中央に球状　　の構造と薄い円盤構造、そして渦巻状の腕を持つ、「渦巻銀河」で　　　　あると考えられているが、詳細な構造を調べるのは意外に難しい。 　　　　本テーマでは、天の川銀河の（太陽付近の）円盤の厚さ推定を試みる　　ことで、銀河構造の推定方法についての理解を深める 　　 原理：銀河円盤の主構成物は星であるから、円盤の厚さを測るには、円盤　　 の鉛直方向に沿って、どこまで星があるかを測定すればよい。しかし　　 ながら、テーマ２でも述べたように星までの距離推定は難しい。ここで　　はHR図を用いて距離を推定し、円盤鉛直方向の星の分布を調べる。 　　　HR図を見ると、星は幾つかのグループに分かれ、色が同じでも、明るさ 　が異なる星があることがわかるが、太陽と類似する星の領域では、　　　色と明るさが１対１に対応することがわかる。そこで、星の色から太陽と　同じタイプの星を抽出し、その見かけの等級と絶対等級から距離を　　　推定す　る。これにより、星の距離と方向がわかるので、星の位置を　　　３次元プロットすることで円盤構造を求めることができる。

テーマ３：天の川の厚さを測る 天の川銀河を上から見た想像図 色は同じでも 明るさが違う 場合がある 数が少ない 色は同じでも　明るさが違う　場合がある 数が少ない 星の色と明るさはほぼ１対１対応 星の色は同じでも　　　明るさが違う場合がある

テーマ３：天の川の厚さを測る 観測と解析 指定領域に望遠鏡を向ける ３波長で観測する データの一次処理（全ての観測で共通） データの二次処理 各波長の画像の位置あわせを行う 視野に写っている出来る限り多くの星の明るさを測る 検出した星の明るさを等級に変換する 星間塵の影響を補正する 太陽と同じ色を持つ星を抽出する 絶対等級と比較して、星までの距離を求める 距離ごとにプロットし、円盤からの距離と星密度の相関を 　求める

テーマ４：天体の色を調べる 目的：宇宙には星以外にも輝いているものがある。その代表が星雲である。　　　星雲は星間空間に漂っているガスや塵が様々な要因で光っている　　　　　領域　　である。物体の発光機構はそのスペクトルを調べることに　　　　　よって推定することが出来る。星雲は点状ではなく広がった構造を　　　　　しており、場合によっては領域により色が違うこともある。本テーマでは　　天体の発光機構についてスペクトルとの関係も含め理解を深める。 原理：天体から放射される光を調べると、広い波長範囲に渡って連続的に　　　　光を放射している天体と、特定の波長のみで光を放射している（輝線　　　放射と言う）天体が存在する。両者の違いはスペクトルをとればわかる。　　そこで、紫外から近赤外線にわたる複数の波長で天体を観測する。　　　　隣接する波長での観測輝度が連続的に変化していれば、連続光放射　　天体であり、不連続な輝度分布をしていれば、輝線天体である。 　　　　連続光天体の場合には、その強度変化から天体の温度を推定する　　　　ことが可能である。一方、輝線天体であれば、輝線を発している元素を　　特定することが出来る。

テーマ４：天体の色を調べる 熱的放射による連続光の放射　強度分布 惑星状星雲　M57 輝線放射によるスペクトルの例 散光星雲　NGC7000

テーマ４：天体の色を調べる 観測と解析 観測する星雲を１つ選択する ７波長で観測を行う データの一次処理（全ての観測で共通） データの二次処理 波長ごとに星雲のいくつかの領域で明るさを測る 視野内にある星を２～３個選択し、波長毎の明るさを測る 明るさを等級に変換する 等級を放射エネルギーに変換する 波長と放射エネルギーの相関図（スペクトル）を描く 連続光放射か輝線放射かを調べる 連続光ならばその温度、輝線ならば放射した元素の種類を 調べる

テーマ５：見えないものを見る 目的：宇宙は真空であると言われるが、実際の星間空間は、密度は低い　　　　ものの星間物質と呼ばれる物質で満たされている。星間塵の分布に　　は濃淡があり、太陽のような恒星や地球のような惑星が生まれる「星　　の誕生の場」となっている。しかし、星間物質の主体は、水素ガスと　　　固体粒子（星間塵）であり、　これらを直接見ることは出来ない。しかし　　ながら、ある種の方法を用いることで、これら見えない物体の存在を　　　知ることができる。本テーマでは、直接見ることが出来ない星間塵の　　　検出を試みるとともに、様々な角度から対象を見ることの重要性に　　　　ついて考える。 原理：星間塵が多い領域では、塵により背景の星の光が散乱・吸収される　　　ため、星間塵が無い場合に比べ星の明るさが暗くなる（減光する）。　　　そこで、見かけ等級を横軸に，その等級よりも明るい星の総数（累積　　　星数密度）を縦軸にとると、実視等級は星までの距離の対数に比例　　　するので，星間塵密度が低い領域では累積星数密度は直線になるが、　　星間塵密度が高い領域があると、その領域より後方にある星は 減光　　を受けるため，星の累積星数曲線が変化する。両者の差を求めること　　で、星間塵密度が高い領域までの距離と減光量を求めることができる。　　なお、減光量には波長依存性があるので、異なる波長での減光量を　　　調べることにより、星間塵の特性を推定することも出来る。

テーマ５：見えないものを見る 天の川の可視画像 星の累積個数密度から 星間塵の存在を確認できる この領域に星がないわけではない星間塵による減光で暗く見える 星の累積個数密度から　　　星間塵の存在を確認できる

テーマ５：見えないものを見る 観測と解析 指定した２領域を観測する ２波長で観測する データの一次処理（全ての観測で共通） データの二次処理 各波長の画像の位置あわせを行う 視野に写っている出来る限り多くの星の明るさを測る 検出した星の明るさを等級に変換する 等級ごとに星の数を数える ２領域での結果を同じ図にプロットし、両者の差を求める 減光量および暗黒星雲までの距離を求める ２波長の結果を比較する

テーマ６：銀河の形状を調べる 目的：太陽系が属する天の川銀河は、約2000億個の恒星で構成されている。　　このような恒星の大集団である銀河は、天の川銀河以外にも無数に　　　存在しているが、その形状は様々である。銀河の形状は、見かけが　　　楕円形に見える楕円銀河と渦巻き模様を持つ渦巻銀河に大別できる　　が、各々の構造に何らかの共通点はあるのだろうか。各種銀河の　　　　構造に共通点がある場合、同じプロセスを経て形成されたと考える　　　ことができるので、銀河の形成過程を解き明かす糸口となる。　　　　　　　本テーマでは、星とは異なる天体の観測方法（表面測光）を経験する　　とともに、銀河の構造の理解を深めることを目指す。　　 原理：銀河は星とは異なり広がった構造をしているので、どの部分の明るさ　　を測定するのかが重要になってくる。銀河を上から見ると、渦巻銀河　　　は点対称, 楕円銀河は軸対象になっているものが多い。そこで、数個　　の銀河に対し、動径方向あるいは長・短軸方向の輝度分布を測定　　　　する。銀河が幾つかの異なる構造の重ね合わせであるならば、輝度　　　の変化の仕方が測定領域毎に違うはずであり、構造の分離ができる。　　また、銀河間で共通の構造を持つ場合には、類似の輝度変化が　　　　　見られるはずで、銀河構造の共通性を見出せる。

テーマ６：銀河の形状を調べる 渦巻銀河：M100 楕円銀河：M87 楕円銀河：M87

テーマ６：銀河の形状を調べる 観測と解析 候補天体から３天体を選ぶ １波長で観測する データの一次処理（全ての観測で共通） データの二次処理 銀河中心から４方向に基線をとる 基線上の等間隔位置の輝度を測定する 渦巻銀河に対しては、腕の位置（中心からの距離と角度）　を記録する 空の明るさを補正する 銀河中心からの距離と明るさの関係をプロットする 銀河輝度分布および渦巻銀河の腕の形をモデル化する

テーマ７：銀河の色を調べる 目的：太陽系が属する天の川銀河は、約2000億個の恒星で構成されているが、それらの星の色や年齢は様々である。天の川銀河も無数にある銀河の内の１つであるので、他の銀河を構成する星にも色や年齢に様々な種類があると考えられる。では、銀河を構成する星は、どの銀河でも同じなのだろうか。また、１つの銀河内でも領域によって構成する星の種類に違いはないのだろうか。本テーマでは、星とは異なる天体の観測方法（表面測光）を経験するとともに、銀河の形態と星の関係についてのの理解を深めることを目指す。　　 原理：天体からの光には明るさと色という２種類の情報が含まれている。　　　 星の場合、同じ等級の星でも赤い星と青い星があり、両者の星の特性　 が異なっている。銀河の主構成物は星であるから、銀河の明るさや 　　 色はそこに属している様々な種類の星の明るさ・色の足し合わせと　　　 考えることができる。１つの銀河に注目すると、銀河内の領域によって　 明るさが異なるが、違う明るさでも、同じ色であるならば、構成している　 星の種類は同じであると考えることができる。逆に、同じ明るさでも 　　　 色が異なれば、異なる種類の星で構成されていると推定することが　　　 できる。また、同じことが異なる銀河間の比較の際にも言える。そこで、　 銀河各領域および異なる形態の銀河の色を測定し、理論モデルとの　　 比較から、どの様な星が含まれているのかを推定する

テーマ７：銀河の色を調べる 可視光で見たM81 赤外線で見たM81 紫外線で見たM81

テーマ７：銀河の色を調べる 観測と解析 観測する銀河をリストの中から渦巻銀河・楕円銀河を１つづつ 選択する ３波長で観測する 観測する銀河をリストの中から渦巻銀河・楕円銀河を１つづつ 　選択する ３波長で観測する データの一次処理（全ての観測で共通） データの二次処理 各波長の画像の位置あわせを行う 銀河内の特徴的な領域を１０ヶ所程度選択する 検出した領域の明るさを測定し等級に変換する 異なる波長の等級から各領域の色を求める 領域ごとの色を比較する 測定した領域の色をモデルと比較し、星の混合割合を推定する

テーマ８：銀河団と宇宙膨張 目的：宇宙が膨張していることは、今から約80年にアメリカの天文学者ハッブルによって発見された。宇宙が膨張していると言うことは、時間を遡っていけば宇宙は１点に収縮することになり、宇宙に始まりがあったことになる。また膨張速度と現在の宇宙の大きさから、宇宙開闢（＝ビッグバン）から現在までの経過時間（＝宇宙の年齢）を推定することも出来る。　　　本テーマでは、現代天文学の根幹を成す宇宙膨張について、観測を通じて理解を深めることを目指す。 原理：ハッブルは自身が観測した銀河のほぼ全てが天の川銀河から遠ざかっており、その後退速度が銀河までの距離に比例することを発見した（＝ハッブルの法則）。その比例定数はハッブル定数と呼ばれ、宇宙膨張速度の指標と成っている。ハッブル定数を求めるためには、銀河までの距離と後退速度が必要となる。後退速度はドップラー効果から推定できる。一方、銀河までの距離は、銀河の絶対等級を何らかの方法で推定しなければいけない。今回は、銀河団に属する銀河の明るさの分布（＝光度関数）から銀河の絶対等級を推定し、見かけ等級との差から距離を推定する。これにより得られた距離と後退速度の情報からハッブル定数を算出する

テーマ８：銀河団と宇宙膨張 かみのけ座銀河団 銀河団の例 写っているのはほぼ全てが銀河 光度関数 Abell　1656

テーマ８：銀河団と宇宙膨張 観測と解析 指定領域に望遠鏡を向ける １波長で観測する データの一次処理（全ての観測で共通） データの二次処理 画像の位置あわせを行う 視野に写っている出来る限り多くの銀河を抽出する 抽出た星の明るさを測り等級に変換する 等級ごとに銀河の数を数える 光度関数のモデルと比較し、モデルパラメータを求める モデルパラメータから銀河の絶対等級を推定する 絶対等級から距離を求め、後退速度の情報と合わせて　　ハッブル定数を推定する