1. 天文学概論（第1４回）
全体のまとめ
∼太陽系から宇宙論まで∼
東京工業大学 佐々木貴教

2. 最終レポート
❖ 全講義の中から最も興味を持ったテーマを一つ選び、
自分なりにまとめる
❖ A4用紙（枚数や形式は問わない）
❖ 提出：1/20（水）∼1/27（水）＠教務課レポートBOX
❖ 所属学科・学年・学籍番号・氏名を明記
❖ 返却できない可能性が高いので、必要な場合はコピーを
手元に残しておいてください

3. 本講義で扱ったテーマ
❖ 星・惑星形成（藤原）
❖ 太陽系（佐々木）
❖ 系外惑星（佐々木）
❖ 銀河系・近傍銀河（加藤）
❖ 宇宙論と距離測定（高梨）
❖ 重力レンズ・観測装置（内海）

4. 本講義で扱ったテーマ
❖ 星・惑星形成（藤原）
❖ 太陽系（佐々木）
❖ 系外惑星（佐々木）
❖ 銀河系・近傍銀河（加藤）
❖ 宇宙論と距離測定（高梨）
❖ 重力レンズ・観測装置（内海）

5. 星形成
星の材料：宇宙に漂うガス（星間分子雲）
（１）星間分子雲の収縮とコアの形成
星形成の
（２）原始星の形成と成長
３段階
（３）主系列星への進化
・数10個∼数100個の星が同時に生まれること
が多い（星雲・星団）
・軽い星ほど多く生まれる

6. 星間分子雲の収縮とコア形成
星間分子雲中の密度が濃い部分が自己重力で収縮
→ 分子雲コアの形成
典型的な分子雲コア
水素分子密度：104 cm-3
温度：10 K
サイズ：0.05光年
質量：太陽質量の10倍
収縮の時間：105-106年

7. 原始星の形成と成長
・分子雲コア中心部の密度が1011cm-3を超える
→ 原始星の誕生
・原始星の周囲に原始星円盤が形成
・円盤から原始星にガスが降り積もる
・原始星円盤から垂直方向に
双極分子流が吹き出す
・約106年でガス降着終了
原始星の質量が決まる

8. 主系列星への進化
原始星は107年かけて収縮、内部温度が上がる
→ 水素燃焼が起こる温度（1.5 107 K）に到達
→ 一人前の恒星（主系列星）になる
HR図
横軸：温度
縦軸：輝度

9. 惑星形成
原始惑星円盤内：塵 → 微惑星 → 原始惑星 → 惑星
原始惑星系円盤
微惑星の形成
微惑星の合体成長
地球型惑星形成
木星型惑星形成
巨大氷惑星形成
©Newton Press

10. 原始惑星系円盤
なぜ円盤状になるか？
分子雲コアの収縮
! 分子雲が収縮すると、「角運動量保存の原
理」に従い、収縮するほど回転が速くなる
重力と遠心力のつりあい
原子惑星系円盤が形成
! 回転の効果が効いて、平たい円盤状の構造
になる
分子雲コア 原始惑星系円盤

11. 微惑星の合体成長
数kmサイズの
微惑星が形成
↓
互いに衝突・合体
を繰り返し成長
暴走成長により
少数の微惑星が急成長
↓
火星サイズの
原始惑星が形成

12. ジャイアントインパクト
原始惑星同士の巨大天体衝突を繰り返し, 現在の惑星へ

13. 巨大ガス惑星の形成
原始惑星に円盤ガスが暴走的に流入 → ガス惑星へ

14. 本講義で扱ったテーマ
❖ 星・惑星形成（藤原）
❖ 太陽系（佐々木）
❖ 系外惑星（佐々木）
❖ 銀河系・近傍銀河（加藤）
❖ 宇宙論と距離測定（高梨）
❖ 重力レンズ・観測装置（内海）

15. 太陽系の構成メンバー
地球型惑星
水星
金星 巨大ガス惑星 巨大氷惑星
地球 木星 天王星
火星 土星 海王星

16. 地球型惑星の内部構造
固体の内核
液体の外核
コア？
水星 金星 地球 月 火星
地殻
マントル
コア

17. 巨大ガス惑星・氷惑星の内部構造
地球
木星 土星 天王星 海王星
水素分子 水素・ヘリウム・メタンガス
金属水素 マントル（水・アンモニア・メタン氷）
コア（岩石・氷）

18. 各天体の軌道
短周期彗星の巣
隕石の母天体

19. さらに遠くまで広がる太陽系
天文単位（AU）
太陽から地球までの距離
（約1億5000万km）
「オールトの雲」
＝
長周期彗星の巣

21. 本講義で扱ったテーマ
❖ 星・惑星形成（藤原）
❖ 太陽系（佐々木）
❖ 系外惑星（佐々木）
❖ 銀河系・近傍銀河（加藤）
❖ 宇宙論と距離測定（高梨）
❖ 重力レンズ・観測装置（内海）

22. 1995年 初めての系外惑星発見！
1995年！
51 Pegasi b
46
発見者：
M. Mayor & D. Queloz

23. 太陽系外惑星が続々と見つかる
2010年1月15日現在
すでに400個を超える！
太陽系とは全く姿の異なる
異形の惑星たち！

24. 系外惑星の検出方法
名称 方法 特徴
アストロメトリ法 恒星の位置のずれ 地上からは難しい
視線速度法 これまでで最も
恒星の動きの速さ
（ドップラー法） 多数の惑星を発見
惑星による 軌道半径が
トランジット法
恒星の食 小さいことが必要
惑星重力による 検出確率小、
重力レンズ法
空間の歪み 軌道半径1~3AU

25. 視線速度法
恒星が観測者に近づいたり
遠ざかったりする
→ ドップラー効果によって
星の色が周期的に変化
→ 恒星の速度の変化を観測
惑星質量の下限値のみが決定
中心星に近く質量の大きい惑星
ほど発見しやすい（選択効果）

26. トランジット法
惑星が恒星の前を通過する際に明るさが変化する
→ 周期的な明るさの変化（恒星食）を観測
惑星の正確な質量が求まる ＆ 大気成分が検出可能
惑星が恒星のちょうど前面を通過する確率は低い

27. 理論的に予想される惑星の多様性
巨大ガス惑星
Hot Jupiter
惑星の質量 [ME]
巨大氷惑星
地球型惑星
軌道長半径 [AU]

28. 様々な Habitable Planet (Satellite)
d

29. 本講義で扱ったテーマ
❖ 星・惑星形成（藤原）
❖ 太陽系（佐々木）
❖ 系外惑星（佐々木）
❖ 銀河系・近傍銀河（加藤）
❖ 宇宙論と距離測定（高梨）
❖ 重力レンズ・観測装置（内海）

30. 銀河系（天の川銀河）
太陽系が所属する銀河：2 1011太陽質量
多波長観測により銀河系の構造が明らかになってきた

31. 銀河系の基本構造
ハロー
ー 直径：15万光年
構造：球状
ディスク（円盤）
直径：10万光年
構造：パンケーキ状
バルジ
直径：1.5万光年
構造：ラグビーボール状

32. ハロー
古い世代の天体が球状に分布（直径15万光年）
銀河系の質量のほとんどはハローに存在
ハローの特徴
古い星（>120億年）が分布
多くの球状星団が存在
ディスクと関係なく公転
星間物質がほとんどない
大量のダークマターが存在

33. ディスク（円盤）
現在進行形の星形成の現場（直径10万光年）
渦巻構造（渦状腕）に沿って星形成が起きている
渦巻き構造があ
銀河系を上から見た図 中
(宇
ディスクの特徴 波
太陽 電
パンケーキ状の構造
渦
全ての若い星・天体が分布 ‥
(O
重元素の比が高い
中性水素原子・分子も存在 中心
（＝星形成の材料物質）
Nakanishi et al. 2004
キロパーセク

34. バルジ・銀河中心
観測からバー（棒）構造の存在が確実視
→ 銀河系は渦巻銀河ではなく棒渦巻銀河である
銀河中心に太陽の400万倍の質量が高密度で存在
→ 中心にブラックホールが存在！
銀河系：まとめ
構造
・ハロー： 古い天体
・ディスク： 若い天体
・渦状腕
・バルジ
・「バー」
・中心にブラックホール
多波長観測で
最近明らかになってきた
‥まだまだ分かって
いないことも多い

35. 局所銀河群
太陽系が所属する銀河系が所属する銀河群
総数：約50個（今後も新たに発見される可能性大）
代表的なメンバー
銀河系（天の川銀河）
M31（アンドロメダ銀河）
大マゼラン雲・小マゼラン雲
いて座矮小銀河
おおいぬ座矮小銀河 etc.

36. 局所銀河群の生い立ち
局所銀河群の生い立ち
(a) 約100億年前：原始銀河系と原始アンドロメダ銀河が近接衝突、
(a) 100億年前：原始銀河系と原始アンドロメダ銀河
それをきっかけに多くの矮小銀河ができる
が近接衝突、多くの矮小銀河が形成
(b) 約50億年前：宇宙膨張とともに両銀河は離れていく。
矮小銀河はその周辺にまき散らされる
(b) 50億年前：宇宙膨張とともに両銀河は離れていく
(c) 現在：銀河系とアンドロメダ銀河は重力によって引き戻され、
(c) 現在：両銀河は重力によって再び近づきつつある
再び近づきつつある 将来は衝突するのか？

37. 銀河は衝突・合体している！
予想：30億年後に銀河系とアンドロメダ銀河が再衝突

38. 本講義で扱ったテーマ
❖ 星・惑星形成（藤原）
❖ 太陽系（佐々木）
❖ 系外惑星（佐々木）
❖ 銀河系・近傍銀河（加藤）
❖ 宇宙論と距離測定（高梨）
❖ 重力レンズ・観測装置（内海）

40. 宇宙創生のシナリオ
宇宙の再電離
最初の星の誕生
宇宙の中性化
（晴れ上がり）
最初の3分間
（元素合成）
無からの誕生

41. 一般相対論的宇宙モデル
アインシュタイン方程式
1
Rµν − Rgµν + Λgµν = 8πGTµν
2
時空の歪み 宇宙項 物質の分布
主要な宇宙論パラメータ
宇宙の時空間
ハッブル定数 密度パラメータ （年齢や曲率）
減速係数 曲率係数 宇宙項 についての情報

42. 距離の梯子
年周視差
H-R図
セファイド型変光星
超新星
T-F関係・F-J関係
順番に遠い距離まで
物差しを伸ばす

43. Ia型超新星
距離の梯子として非常に便利な天体
(1) とても明るい！
→ 遠くにあっても見える
(2) どれもそっくり！
→ 明るさから距離がわかる
(3) 今も昔も一緒！
→ 遠く（昔）の距離も測れる
(4) 性質がわかっている！
非常にレアな現象
→ 安心して利用できる
1個/銀河/100年

44. 本講義で扱ったテーマ
❖ 星・惑星形成（藤原）
❖ 太陽系（佐々木）
❖ 系外惑星（佐々木）
❖ 銀河系・近傍銀河（加藤）
❖ 宇宙論と距離測定（高梨）
❖ 重力レンズ・観測装置（内海）

45. 重力レンズ
相対性理論：時空は物質（エネルギー）の存在で歪む
→ 光は時空に沿って直進するため曲がって見える

46. 重力レンズを用いた探査例
銀河団による重力レンズ効果（銀河団の質量）を観測
→ 銀河団には大量のダークマターが存在
系外惑星による重力マイクロレンズの効果を観測
→ 非常に質量の小さな系外惑星を検出

47. 代表的な天体観測システム
(1) 天文台：
国立天文台（三鷹・岡山・野辺山・水沢・ハワイ）
(2) 望遠鏡：
すばる望遠鏡（口径8.2m）
(3) 観測・探査衛星：
ひので・あかり・すざく・かぐや・はやぶさ
観測から得られる情報
空間構造・波長（エネルギー）・偏光・時間変動

48. すばる望遠鏡の観測装置
可視光から赤外まで幅広い波長域を観測可能
撮像観測と分光観測の両方が可能

49. 多波長天文学
いろいろな波長を用いて天体の情報を引き出す

50. 参考図書

51. 最終レポート
❖ 全講義の中から最も興味を持ったテーマを一つ選び、
自分なりにまとめる
❖ A4用紙（枚数や形式は問わない）
❖ 提出：1/20（水）∼1/27（水）＠教務課レポートBOX
❖ 所属学科・学年・学籍番号・氏名を明記
❖ 1/31に成績を確定させるので、何かある場合はそれまでに
❖ 連絡先：takanori@geo.titech.ac.jp
講義資料：http://sasakitakanori.com