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Index　　一章　　二章　　三章　　四章　　五章　　六章　　七章　　全天星座の表

　1　星空を仰いで top

　このさんらんたる星空の下に立つ時、今でも私たちは、化石に残っているジャワの猿人や北京人類の五十万年の昔から、世々（よよ）の人類が、現在の私たちと同じように、驚異り目をこの宇宙の大観に向け、その正体が果して何であるかに思いをこらしたことを考えずにはいられない。
　多くの未開民族は、この世を去った人たちが天に昇って星になるものと信じていた。
　また天の川の中のあちこちに青く光っている星は、その光の道を渡ってあの世へいく人たちが途中で燃している焚火だと信じていた民族もあった。
　しかし私たちは学校で学んで、星の一つ一つがわが太陽と同じ高温度のガスの火の球で、自からの光で輝いておりい多くは太陽よりも大きく、ただ、きわめてはるかな天外にあるために、光の一点にしか見えないし、その熱も感じられないことを知っている。
　また、天の川が無数の星の密集であることに、ガリレオが手製の望遠鏡でのぞいて見て以来、誰でも知っている。
　普通の星は互いの関係位置を変えることがない。北斗七星は昔ながらにヒシャクの形で北の空をめぐり、冬の三つ星はいつも整然たる縦一文字をなして東に現われ、横になって西にしずむ。
　この理由で、これらの星は、太陽をめぐってじりじり位置を変えている九つの惑星に対しては恒星（変らぬ星）と呼ばれる。
　しかし実をいうと、恒星も――後で述べるように――それぞれ一定の運動を持っている。
　それ故、惑星との真のちがいは、恒星自身が一つの一つ太陽である点にある。
　（以下、「星」というのは恒星のことである。）

　そしてこれら無数の星は、中に太陽を加えて、近いものほど強く、遠いものほど弱く、互いに引力を及ぼしあっていることは忘れてはならない。
　同時に、どんなに小さい光の一点と見える星でも、光と共に熱をこの地球へとどかせていることも記憶すべきである。
　ただ私たちがそれを感じないだけである。
　そう考えて星空を見上げれば、改めて宇宙の底知れないふしぎに驚かずにはいられないだろう。

　前に挙げたペテルギュースや、リゲルや、アルデバランや、こと座のベーガ（たなばた）、わし座のアルタイル（ひこぼし）などはその例である。
　そして、星座の姿と共にこういう星の名をおぼえ、それを夜の空に指さすことができるのは、アマチュアのつきぬ楽しみである。

　北斗七星はマスの口からこのアルファベッド順になっているので、おぼえるのに便利である。
　それで少くも二十の一等星は、固有名と学名で呼ばれる。
　例えば大いぬ座の最も明るい星は固有名でシリウスともいうし、学名で大いぬ座アルファともいう。北極星はポーラリスとも、小ぐま座のアルファともいう。
　そして星が多くて、ギリシャ字だけでは不足な星座では、同じくバイエルの発明によって、ローマ字a、b、c……を学名に用いる。それでも足りない時には、イギリスの天文学者フラムスティードの考えだした、1、2、3……の数字を学名に用いる。
　なお、最もこまかい星には、ウォルフ三五九などという名がある。
　これは天文学者ウォルフの作った恒星目録に三百五十九番目に記録されている星のことである。
　一等星の表は後にかかげてある。

　2　星座というもの top

　　　�@　どこの民族が考えだしたか？

　星空を多少注意して見れば、星は平均して天球の面にまかれてはいない。
　ある部分ではこまかく、ある部分ではあらく、そして漠然とではあるが、あちこちにグループ（群れ）を作っているのに気がつく。
　こういうグループを目で結んでみると、一文字や三角形や、正方形や、五辺形や、半円というふうにいろいろの形ができる。
　北斗七星がヒシャクの形になり、三つ星が行儀のいい一文字になっていることは読者も知っているにちがいない。
　そして星を見なれるにつれ、そういうふうに目で結んでみたくなる。
　ここに星座というものの起原がある。
　数千年の昔、西アジヤのメソポタミヤ（今のイラク）地方にカルデヤという小さい国があった。
　そこの住民は、羊かいの民族だったので、夜どおし羊の番をしている間に、こういう星のグループに目をつけて、それに彼等の信ずる神々や、身近かにいる動物の形を、いろいろ空想した。
　初めは主として太陽や月や惑星の通り道――黄道にそった部分に、しし、牛、へび、さそり（毒虫）などの星座を作り、それから黄道の南と北の空にもいろいろ星座を考えた。
　もちろん、まだばらばらであったし、知識も進まない時代の空想から生まれたもので、名と形が一致するものは少ない。
　しかしその中でオリオン（かりうど）、はくちょう（白鳥）、しし、りゅう、かんむり、おうしなどは現代人の目にもよく考えたものだと感心させられる。
　前の図のオリオンとおうしを見たまえ。

　　�A　全天の八十八星座

　この見方が、やがてギリシャヘ伝わって、第一世紀半ばに天文学者プトレマイオスが、これをもとにして四十八の星座を定め、空を地上の国分けのように区切った。
　そしてギリシャーローマの詩人たちが、個々の星座に神話を結びつけたので、空はまるで神話の絵巻物のようになり、ローマ時代には、それを美しい壁かけの模様にしたりした。
　そして昔の天球儀や星図にはみなその姿が現わしてある。
　それから十七世紀に入って、これまで知られていなかった南半球が開拓されると、学者たちは南極のまわりの空に新しい星座をわれがちに作った。
　一時はこれまでのものと合わせて百個以上の星座ができたが、後にそれを整理して現在の八十八とした。
　原名はすべてラテン名である。
　赤道で空を南と北に分けると、星座の数は赤道付近に七つ、その北に三十二、同南に四十九となる。
　こういう星座には自然に大小のちがいがある。
　そして以前には、星座の　境界を、その現わす形で区切っていたが、今では次にいう空の経度（赤経）、緯度（赤緯）の線にそって正しく直線できめている。
　そしてその位置は中心を通る赤経・赤緯での線で表わす。
　ここに八十八の星座の名と、位置と、子午線経過（p202）の月日を掲げる（全天星座の表）。
　そして、各星座については、別に星座のところでどのべることにする。

　3　星の位置の表わし方 top

　　　　�@　赤経（せっけい）と赤緯（せきい）

　　ここで注意のいるのは、赤緯のいい方と赤経の測り方である。
　まず赤緯は緯度と同じく、赤道を零度として北へ九十度、南へも九十度まで測って、それぞれを赤緯プラス何度、赤緯マイナス何度といい、北・南とはいわない。

　もちろん何分何秒まで測る。即ち赤緯は地球の中心からその星へ引く線と赤道へ引く線との角度である。
　そしてその星を通って赤道と平行する大円の上の星はみな同じ赤緯である。
　次は赤経である。地上の経度は、イギリスのグリニッジ天文台を通る子午線を零度とする。
　天の子午線も地上の子午線から考えられたものだが、しかし、天にはグリニッジのようなものはないので、天の赤道が黄道と切りあう春分点を基準として、そこを通る子午線を赤経零度と定めてある。
　つまり天の北極――春分点――天の南極――秋分点をつらぬいて、天球の間をグルリとめぐる大円で、天の本初（ほんしょ）子午線である。
　そして、地上の経度が、零度の子午線から東まわりと西まわり百八十度ずつに測って、東経何度、西経何度というのに対して、赤経では、春分点の零度から東まわりにぐるりと三百六十度まで測る。
　これが大きな違いである。

　高度は、地平線まで引いた垂線の角度で、方向は、高度の線が地平線と交わる点とま南の点との角度――方位角を西まわりに測る。
　恒星に比べると太陽は見かけの運動をやっているし、月や惑星は実際に動いているので、見かけの赤径、赤緯は日に日に変化していく。それは歴象年表に掲げてある。

　　�A　子午線経過（南中）

　次に、天の子午線は天の北極とそこの土地の天頂と、南極とを通る大円なので、天球が時間と共にまわっても、いつも居座りで動かない。
　そして、すべての天体は、東から上って西へしずむ中間でその地の子午線を通過する時が高度が最も大きい。
　この時を、子午線経過とも、正中（せいちゅう）ともいう。星の子午線経過は、毎日午後八時を標準として表わす。
　また天頂より南で正中することを南中ともいう。太陽は毎日、正午に南中し、満月は夜半に南中する。
　そして、こういう動きかたをする星を出没星と名づけている。
　ところが、北の空で天の北極のまわりの星は、地平線より下にしずまずに極をまわる。
　これらを周極星という。そして、北極の上と下で二回子午線を経過することを、それぞれ上経過・下経過という。
　北極星は前に述べたように、極から一度弱はなれている。それでその半径で円をえがく周極星で、前の写真に白い太い弧を引いているのでよく分かる。従って毎日、上経過と下経過とをやる。
　海上ではこの二回の高度を測ってそれを平均し、天の北極の高度を求め、船の位置する緯度を知るのである。

　光は一秒間に約三十万キロを行き、これを巻尺とすると地球の赤道の周囲（約四万キロ）を七回り半する。
　太陽系の内がわでは、この速度では月の光は一秒三分の一でとどき、太陽の光は八分十九秒でとどく。
　いちばん外にある冥王星の光でさえ、五時間半ほどでとどいてしまう。
　だから、光年というものさしは用いられない。一光年は九兆四千六百三十億キロメートルにあたるからである。
　ところが、ひとたび太陽系をはなれると、四光年より近い星はない。
　肉眼に最も近い星はケンタウルス座のアルファ・ケンタウリで、光は四年三ヵ月でとどく。

　　4　星の明るさ top

�@　何等星とは？ 　肉眼で見える全天の星を、その明るさ――光度によって等級をつけ、一等星からら六等星までに分ける。 　これはギリシャのヒッパルコスが、最も明るい星を一等星、最も暗い星を六等星として、一等〜六等まで分けたのによるが、十九世紀にイギリスのジョン・ハーシェルが調べてみると、この分類は等級が一つ上がるごとに二・五倍だけ光度が増すことがわかった。 　つまり一等星は二等星より二・五倍明るく二等星は三等星より同じだけ明るく、以下同様にして、その結果、一等星は六等星の百倍の光度にあたる。 　今の天文学では、同じ等級でも更に光度を細かく分類して、一・二等、一・三等、一・四等……というふうにし、それ以下にもこまかく分けている。 　それで一・○等は標準一等星、二・○等は標準の二等星である。北極星は二・一等で標準に近い。 　しかし一等星は、標準よりも明るいものがあるので、その二倍半明るいものを零等、その二倍半明るいものをマイナス一等という。 　たとえば、たなばた（こと座のベーガ）は〇・一等、ひこぼし（わし座のアルタイル）は〇・九等である。 　そして、マイナスのつくのは大いぬ座のシリウス（マイナスー・六等）アルゴ座のカノープス（マイナス〇・九等）の二づだけである。 　なお、七等星以下、望遠鏡で見られる恒星は、二十数等星まで分類されている。 　ここに肉眼に見える一等星から六等星の数と七等星以上の概算の値をあげておく。

　　　�A　星の絶対光度

　惑星の光度も同じように何等といって表わすが、動いているので一定しない。
　太陽の光度は平均マイナス二六・七等、満月はマイナス十二・五等となる。
　ここで注意のいることは、この分類は眼にうつる星の明るさによったもので、実際の光度や大きさとは関係がないことである。
　直径が大きく、実際の光度が強い星でも、遠いところにあれば、近くにある小さい星よりも光が弱く見えるからである。
　それで天文学では、恒星をいっせいに同じ距離にならべたと考えて、実際の光度を測り、これを絶対光度といっている。
　この距離は十パーセク（三二・六光年）である。
　ここまで遠くすると、太陽は四・八五等の光度になるし、一等星の第一位のシリウスも一・二等になる。

�B　全天の一等星表 　右に全天二十の一等星を光度順にかかげる。（スペクトル型は次に説明する） 　この表でわかるように、目で見た光度ではシリウスが第一位だが、これは距離が近いためで位（くらい）は下でも何十光年も遠い一等星となると、実際の光度ははるかに強く、巨大な星ばかりである。     5　星の色とスペクトル top 　　　�@　星の三原色 　星の色を注意して見くらべると、大体、青、黄、赤の三原色と、そのまざった色にわかれる。 　そして、これは石炭や、電灯の色でもわかるように、主として星の温度を示している。 　分光器は太陽の白い光を七色の連続スペクトルに分けてそれを区切る不連続の暗線から、その成分をつきとめたが、星についてもすばらしい働きをしている。 　星の光も太陽と同じような連続スペクトルで現われて暗線が行列している。 　この暗線から、その星の含む元素はもちろん、温度、密度、圧力、さらに、それが太陽系から遠ざかる星か近づく星か、又その毎秒の速度までが測れるのである。

�A　星のスペクトル型 　星を初めて、そのスペクトルにより四種に分類したのは、イタリーのセッキで、一八六四年のことだった。 　現在では、一九〇一年、アメリカのハーバード天文台のミス・キャノンが望遠鏡の分光写真によって二十五万以上の恒星を分類したドレーパー目録というのが、最も用いられている。 　この目録では、青白色の星から赤色の星に至るスペクトルの型を、大体Ｏ・Ｂ・Ａ・Ｆ・Ｇ・Ｋ・Ｍの七種に分けている。 　この他、少数の星にＭ・Ｐ・Ｑ・Ｒ・Ｓ型の五種がある。 　次にそれぞれのスペクトル型の星の特徴を右の写真によって説明してみる。 　温度が下るにつれて連続スペクトルに暗線かふえ、やがて幅が広くなり、紫のがわが暗くなっていくのに注意して欲しい。 Ｏ　青い星 一面に強い連続光の上に輝線が著しい。暗線はヘリウムとが水素ある。温度四〜五万度。 Ｂ　青白い星 強い連続光にヘリウムと水素の暗線が目立つ。へリウム星、又はオリオン星。温度一万五千度。 Ａ　白い星 まだ強い連続光の上に水素の暗線だけが最も大い。水素星又はシリウス星。温度一万度以上。 Ｆ　黄白い星 連続光に金属ガスの暗線がふえ、電気を帯びたカルシウムが強い。カルシウム星。温度八千度。 Ｇ　黄色い星 金属ガスの暗線がひどく増し、主として鉄から出る。太陽型の星。温度六千度。 Ｋ　オレンジの星 紫の光が暗い。温度が低く、原子が集まって分子になるため、金属の暗線が広いバンドになる。温度四千五百度。 Ｍ　赤い星 　紫から黄までが暗く、炭素化合物の暗線が初めて多く現われ、バンドはいよいよ広い。温度三千度。

　6　星の大きさ top

　巨星はいつの間にか主列星に移るので、さかい目は、はっきりしない。
　しかし、赤色巨星と矮星とははっきり対立している。
　この三種類の特色をもう少しよく調べてみよう。

　　　�A　星の巨人群

	巨星くらベ――主として赤色の星である （比較）1.太陽　2.ペーガ　3.カペラ　 4.アルクトゥールス　5.アルデバラン
星はみんな距離が非常に遠いので、巨星といっても、肉眼ではポツンと光の点にすぎないし、パロマー山最大の望遠鏡でも決して惑星のように円板となっては見えない。 　しかし星の距離がわかればその光と色から理論的に直径が求められる。 　これにもスペクトルは重要な役目をはたしている。

　星の直径を実際に測ったのは一九二一年一メリカの天文学者マケルソンが、ウィルソン山天文台の百インチ望遠鏡に干渉計という器械を装置して、オリオン座のアルファ（ペテルギュース）の直径を測定したのが最初である。
　このすばらし器械でも星は決して円くは見えないが、非常に複雑な方法で、星のピンほどの光点を拡大して、測定できるだけの大きさにする。
　この結果、ベテルギュースの直径は太陽の約四百倍あることがわかったばかりか、不規則にちぢんだり、ふくらんだり（泳動）して光を変え、ふくらむ時は直径が太陽の四百十倍となり、ちぢまる時は三百三十三倍になることまでわかった。
　この大きさをわかりやすくいえば、ふくらんでいる時に、十五歳の子供が銃をうち、弾丸がその表面にそって回るとして、一回りしてもどってくるのには七十歳の時になる。
　干渉計によって直径がわかった星は、上の表の五つで、どれもＭ型の赤色巨星である。
　その後、これ以上の巨星も理論によって発見されたし、まだ数を加えるにちがいない。

�D　驚くべき白色矮星 　矮星（わいせい）といえば温度がずっと低く、原則として色は赤く、白や青のものはないはずである。 　ところが、ここにのべる矮星は温度が非常に高く、白光を放つＦ型の星である。 　この発見の動機はドイツのベッセルが、シリウスの動きが異常なことからそれに引力を及ぼす暗い星を伴っていることを予言したことで、十九世紀の半ばになって、オールバン・クラークが新望遠鏡を何気なくシリウスに向けてみた時、まさしく予言どおりの伴星を発見したのである。 　しかしこの星は九等という光度である上に、マイナス一・　六等のシリウスの光がさまたげていたので久しく正体が知れず、一九一四年になってウィルソン山天文台のアダムズがようやくそのスペクトルをとることに成功した。 　その結果、白色の小さい星であることがわかり、それから理論によって直径が太陽の三十分の一、体積は三万分の一であることが知られた。　即ち白色矮星である。

　　そしてシリウスに与える影響から計算すると、質量が太陽とほとんど同じで、密度はその約三万五千倍、水の四万倍以上にあたることになる。
　われらの地球上で比重の大きな物質は、白金と金であるが、それでも水の二十倍にすぎない。
　このことから考えて、この矮星をなす物質は、一立方インチにつき、重さ一トンとなる。
　しかもこれがガスの球であるから、驚嘆するほかはない。
　アダムズの出した値は、学者の中でも信じない人も少くなかった。
　ところがアインシュタインは相対性原理で、この星のスペクトルが赤の方へずれる量を測り、それが一九二四年、アダムズが精密なスベクトル撮影したのと一致しで、白色矮星の存在が確認されたのである。
　こういう白色矮星は、その後、数を加えて、今では百以上も発見されている。
　発見者の名によりファン・マーネンと呼ばれる十四等の星は、距離約十三光年地球とほとんど同じ大きさだが、その物質は一立方インチにつき二十トンの重さである。　更に十三等星で、大きさは地球の半分しかないのに、一立方インチの物質の重さ六百二十トンという怪物も発見されている。
　では、こういうふしぎな星の存在をどう説明したらいいだろうか。それは次に述べる。

　　7　星の進化 top

　　　�@　赤色巨星から赤色矮星まで

　これについて、一九一四年にアメリカのある天文学者は、次のような学説を発表した。
　星の初期はすべて赤色巨星で、その代りに密度が最も小さく温度が最も低い。
　しかし収縮するにつれ、密度を増し、温度が上ってオレンジ色となり、黄色となり、やがて白色から、最も高温で最も光の強い青色となる。
　しかし、なおも収縮をつづけるため、ガスの内部が液体と化して、熱が急速に放散され、冷却を早めて、太陽の段階の黄色い星となる。
　それからなおも急下して、オレンジ色となり、ついに赤色矮星の一代は終るというのである。
　この解釈は、太陽の収縮説と同じ行き方で、一応はよくわかるため、久しく有力だった。
　しかし、収縮説によると、太陽の年齢は約二千万年となって、地球の年齢よりもはるかに短かくなる。（『太陽』参照）
　そして赤色巨星が赤色矮星になるまでの年数も、ほぼこれと同じになる。
　また、イギリスの天文学者エディントンは、星はいつまでもガス体で、決して内部が液化することはないと反論した。

　　　�A　星の命は原子力

　こういうわけで、星はだんだん収縮していくにちがいないにせよ、その光とネツのエネルギーの元を他に求めなければ、星の永い命の説明がきない。
　それを解決に近づけたのは、エディントンたちの考えた次の学説である。
　これによると、星のように数千万度という高温のガスの内部では、原子を作っている原子核と電子の結合がたやすくこわれ、新しく結合して他の原子に変わる。
　その時に余分になった物質が一足飛びに莫大なエネルギーに変り、この反応がひっきりなしに起って星は光と熱を放っている。
　そして物質が種切れになり、星にエネルギーを生む力がなくなってくると、赤色矮星になるというのである。
　この学説は初めは仮定に留まっていたが、その後、原子物理学が急速に発達して、人工的に原子に変化させることもでき、遂に原子爆弾まで出現した。
　つまり星の生命は自然に備わる原子力で保たれているので、太陽もその一例である。
　そしてエディントンは型破りの白色矮星について、これは赤色矮星の原子が電子を失って原子核ばかりとなったため、周囲からの圧力がその物質を小さい空間につめこみ、小つぶながら恐ろしく重い星となって温度が昇り、最後の白い光を放っているものと説明している。
　ところで、一九二七年になって、ラッセル教授は、前の説を一段と進めて、次の学説を発表した。
　星には最初からその物質にエネルギーを豊富にたくわえているものと、そうでないものとがある。
　前のような星は、順序を追って進化して行き、しまいに赤色矮星になって一代を終るが、それにしても一つの型から次ぎの型に変るには、何百万年もかかるかも知れないし、また変ってからは何十億年もそれに留まっているかも知れない。
　これに対し、後のような星はいすわりで、同じ状態を持ちつづけて行くというのである。
　今ではこの学説が最も有力とされている。

　　8　恒星もみな動く top

　肉眼で見える最も近い一等星ケンタウルス座アルファの固有運動は三・七六秒で、同じ星座にある「最近星」は三・七七秒である。
　更に極端な速度の星は一九一六年にイギリスのバーナードが、夏のへびつかい座の中に発見した十等星で、毎秒二百六十キロという物すごい速度であるため、「逃走星」の名がある。
　これは一年に約十秒を動くが、それでも満月の視直径を動いたのがわかるには十六年かかる。
　そして、普通の恒星の固有運動は、一秒以下であるという。
　だから、常識では、星は文宇通り恒星で、その位置は不変なものと考えていいわけだが、しかし、小さい値も積りつもれば莫大なものとなる。
　ここに北斗七星のそれぞれの固有運動の方向と、その結果五万年以後、及び五万年以前はどんな形であり、またあったか、及び、オリオン座の星々の固有運動を図示しておく。（p218）
　学者は二十五万年後は星空は全く変化して、現在の星座のおもかげは見ることができぬだろうといっている。
　こういう星の固有運動は、子午環という望遠鏡で同し星が子午線を通る時刻を年々観測して調べる。
　また小さい星の固有運動は星空を写真にうつし一定の年をへだてて比べあわせて発見する。

　　　�B　遠ざかる星・近づく星

　ところで、恒星の固有運動は、見かけ上、その星がどちらの方向へ動くかという位置の変化をいうもので、地球の方向へ近づいてくるか、または、遠ざかって行くかの運動とはちがう。
　そして、星が近いほど固有運動が大きくなることは飛行機から考えてもわかる。
　だから、固有運動の速度は実際の速度を示していない。
　星の実際の速度は、私たちの視線に対する動きから求めたもので、これを視線速度といって、毎秒何キロとして測る。
　例えば、前に書いたアルクトゥールスは、固有運動の速度は毎秒約百四十キロだが、視線速度は毎秒四キロで、地球の方へ近づいてくる。
　では、視線速度をどうして測るか。それがこっちへ近づくか、向うへ遠ざかるかがどうしてわかるか。
　ここにまたスペクトルの魔術がはたらく。それをドップラー効果という。

　　　　�C　ドップラー効果

スペクリレで遠ざかる星か近づく星かがわかる。 （1）静止している星のスペクトル （2）実験室内で作ったスベクリレの輝線。 　上の暗線と比べると一致している （3）近づく星の暗線は紫の方へずれる （4）遠ざかる星の暗線は赤の方へずれる

　ドップラーは十九世紀のドイツの物理学者だった。
　彼は音を発するもの――例えば汽車の汽笛は、それが近づいてくれば音は高く聞えるが、反対に、遠ざかれば低く聞える。
　これは光の波動についても同様であると考えた。ごれがドップラー効果である。
　これを星にあてはめると、観測者の方へ近づく星は、その光の波長が短くなるので、近づくにつれてスペクトルの暗線が紫の方へ移って行く。
　反対に遠ざかる星は、それにつれて暗線は赤の方へ移って行く。（次頁の写真参照）
　そればかりでなくこの線のずれの大きさによって、その星の近づいてくる、または遠ざかって行く速度がわかる。
　これが視線速度である。
　この原理を、初めて恒星の観測に応用したのはイギリスのハギンズで、彼は一八六八年に、大いぬ座のシリウスが毎秒約三十五キロの視線速度で遠ざかるのを知った。（後に修正されたのでは約八キロ。）
　そして、つづいて、各国の天文台でも恒星の視線速度を測るようになり、今では数千の星について測られている。
　現在知られている最大速度は毎秒三百八十五キロである。
　次にわれわれから遠ざかる星と近づく星との秒速を、ハギンズの表により、キロメートルでかかげておく。

　　　�E　星の団体運動

　ところで、無数の恒星のなかには、さながら渡り鳥の群れのように一つの団体をなして共通の方向へ共通の速度で移動しているものがあり、幾つも発見されている。
　こういう団体を移動星団といっている。
　それらの移動星団が非常に遠くにあるものなら、星がかたまって見えるが、割合いに近いところにあれば、ばらばらに散在して見えるわけである。
　例えば、北斗七星は、（前に図示したように）七つの星の両端の二つをのぞく五つは、移動星団として共通の運動をやっている。
　これを大くま星座群というが、ずっと離れたところの大いぬ座の一等星シリウスも、この一員である。
　この移動星団がふくむ恒星の数は、すべてで百二十六個あることがわかっている。
　また、おうし座のプレヤデス星団（すばる）と、それに近いヒヤデス星団も、名の通りかたまって一団体をなしているか、同時に移動星団で、平行運動をやっている。
　とくにヒヤデス星団を成す七十二個の星は、毎秒約四十二キロの速度でオリオン座の方向を目ざし、この結果、数千万年後には全く肉眼から消え去るという。
　なお一九〇四年、オランダのカプタインは、多くの恒星について、固有運動を研究した結果、その全体が二つの流れに分かれていて、一つはオリオン座の北部の方向へ、一つはアルゴ座の方向へ動いていると発表した。
　これを二大星流説というが、最近では多少修正されている。

　　9　星の双子たち top

　　　　�@　重星と連星

　多くの星の中には、近々とくっついて見えるものがあるが、肉眼には一つの星で、望遠鏡によると二つに分かれるものが二万近くも発見される。
　恐らく全天の星の中で、五つに一つはこうであろうといわれる。
　こういう星のふたごを重星といい、明るい方を主星、暗い方を伴星という。また三重星、四重星もある。
　重星の中には、偶然に同じ視線の方向にあるため、ふたごに見えるものがある。
　最も有名なものは、北斗七星の柄の第二星ミザール（大ぐま座のゼータ）で、すぐ近くに光度五等の伴星（アルコル）がくっついている。
　昔、アラビヤでは、この星を目だめしに使ったというが、実は太陽と地球の距離の一万六千倍も離れている。
　こういうのを見かけの重星という。
　ところが、ミザールに小望遠鏡を向けると伴星は離れてしまい、主星には別に四等の伴星が現れる。
　この二つの星はほぼ同じ距離にあって、互いのまわりを――共通の重心のまわりをめぐり合っている。
　こういう種類の重星を連星という。
　連星の中には、その一つずつが対になっているものもある。
　たとえば、こと座のベーガ（たなばた）に近いエプシロンという星は、各五等重星だが、望遠鏡にはそれぞれ二つにかかれて、これが連星である。
　こういうのを複連星（ダブル・ダブル）という。
　逮星のめぐりあう周期は正しくきまっていて、短かいものは五年から十年だが、多くはそれ以上で大いぬ座のシリウスとその伴星（「白色矮星」参照）の周期は五十年であるし、中には、何百年という長周期のものも珍しくない。
　重星は、大きな望遠鏡にミクロメーター（極微尺）という器械をとりつけて、主星と伴星の角距離と、伴星が主星に対してどの方向の何度にあるかという方位角を測る。

　最も複雑なのは、ふたご座のカストールで、実視連星の二つがどちらも分光連星で、ひどくこみ入っためぐり方をしている。
　しかし、その秘密をも分光器はつきとめる。
　初めて連星の組織に気ずいたのは、天王星の発見者ウィリアム・ハーシェルで、彼が作った七百個の二重星表にはたくさんの連星がふくまれていた。
　現在ではもう連星は珍しくはない。
　しかし、星の中には、地球に対する向きで、分光器を用いてさえ、連星であるかどうか分からないものもたくさんあるらしい。

　　10　ふしぎな変光星 top

　多くの星の中には雲のためではなくて、それ自身が実際に明るくなったり暗くなったりして、光を変えるふしぎな星がある。
　これらを変光星という。
　現在では一万以上も知られているし、なおぞくぞくと発見されている。
　どうして変光するのだろうか。

　　　　�@　食変光星

この星の変光は一六七二年にイタリーで発見されたが、それを食によるものと解釈したのは、イギリスのおしでつんぼのアマチュア天文家グッドリックで、一七八二年のことだった。 この人は金星の太陽面経過を最初に観察した牧師ホロックス（「金星」参照）と同じく、二十二歳の若さでなくなった。 　アルゴールというのはアラビヤ語で、砂漠に生活する土人がその変光に気がついてぶきみを感じてつけた名といわれる。 　しかし、星図で見るとペルセウス王子がひっさげている髪が蛇の化物の生首に位置している。 　あるいは、このためについた名かも知れない。 　こと座べータの変光は、グッドリックが発見したもので、周期十二日二十二時間で極大三・四等と極小四・一等の間を往復するが、その間たえず変光している点がアルゴール種とちがう。

　この種類を、こと座べータ種という。
　食変光星は今では数百も発見されている。しかし、その星自身の光度が変わるわけではないから、純粋の変光星とはいえない。
　次は文字どおりの変光星で、その変光の周期によって、短周期変光星と長周期変光星とに分ける。

　周期一日以下のものか球状星団（「星団」参照）や渦巻星雲（「星雲」参照）の中に現われるものが多い。
　そして、変光周期と真の明るさ（絶対光度）との間に、一定の関係があるので、アメリカのシャプレーはこれを利用して多くの星団や星雲の距離を測ることができた。
　いわば大空で明滅する灯台のような星である。この種類は五百種ほどある。

　　11　とつぜん輝く新星 top

　　　　�@　太陽の光の数百万倍

　新星といっても、まるで星のなかったところに星が生まれるという意味ではない。
　これも不規則変光星の一種である。
　今までどんな望遠鏡でも見えなかった恒星が、急にぐんぐん光度を増しに輝きだすもので、一日の間に千倍以上の光にのぼることも珍しくない。
　一九〇一年にペルセウス座に現れたものなどは、光度が四十八時間に百万倍以上も強くなったという。
　極大の実際の光度は、太陽の数十万倍〜数百万倍にもなが、時には数億倍〜数十億倍にも達するものさえある。
　こういうのを特に超新星と名づける。
　新星は普通極大になると、すぐ光が落ちて、見る見る暗くなって行き、一年もたつと、極大の百分の一から万分の一にも落ちて消える。
　しかし時には、極大の光度を当分留めていたり、途中である程度の光度にもどっていたりしてから、急激に落ちて行くものなどもある。
　夏のかんむり座に現われたＴという新星は、初め一八六六年に現われたが、次には八十年たって一九四六年に現われた。
　こういう新星が主として天の川の中に出ることも記憶していていい。特にいて座から、わし、はくちょう座にかけた天の川の部分が多く、いて座ばかりでも、これまで数十個の新星が現われている。
　この変光の原因は、星の原子エネルギーが急に解放された爆発現象であると考えられる。
　そしてその残りが惑星状星雲になっているものがあちこちに見られる。

　　12　螢の群のような星団 top

　空を見わたすと、あちこちに星がこまかく集っているのが目につく。
　それらを星団という。記録されている数は五、六百ほどで、散開星団と球状星団の二種がある。

　　　�@　散開星団

　これは星がばらばらと不規則に集っているもので、多くは天の川の中に発見される。
　距離は数百光年から数千光年、直径は五光年から三十光年である。
　散開星団の近いものは、肉眼にも星が一つ一つに分かれて見える。中でもおうし座にある日本名すばるのプレヤデス星団（五百光年）、ヒヤデス星団（百五十光年）の二つは、最も目につきやすい。
　すばるは、肉眼には六つに見えるのが普通で、六つら星の名もあるが、視力の強い人は七つ八つ、時には十三を数えた例もある。
　両眼鏡や小望遠鏡によれば、左の写真のように数を加え、大望遠鏡のカメラには、その一部にさえ四千以上の星が写ったという。
　これに次いでは、かに座のプレーセベ星団、Ｍ44（六百光年）や、ふたご座のＭ35（二千六百光年）、冬の天の川の面に見えるペルセウス座のキー・エイチという二重星団（約八千二百光年）も、望遠鏡には無数の蛍の群れのような美観がある。

　　　�A　球状星団

　球状星団は、一万から十万にも及ぶ恒星が、互いの引力によって球状に集まり、中心部ほど密集して、一つ一つの星が見わけもつかないものである。その数は百個ほど知られている。
　これらは、散開星団にくらべると、ひどく距離が遠い。
　一番近いものでも一万五千光年、遠いものとなると十五万光年も離れていて、主として天の川の外で、さそり座、いて座の辺に集まっている。
　肉眼でもやっと見えるものは、ヘルクレス座のＭ13と、ケンタウルス座のオメガぐらいである。
　Ｍ13は距離三万五千光年、約十万の星の密集で宇宙の神秘を物語る。
　球状星団の直径は平均百光年、巨星の集まりで、小さい星でも、直径は太陽の百倍以上である。
　そして、中にすべてのスペクトル型の星をふくんでいる。
　それらの距離はそれらの含むケフェウス型変光星の周期から絶対光度を求め、見かけの光度を比べて求めたものである。
　星団及び星雲の“Ｍ1”“Ｍ2”といったような名は、一七八一年、フランスのメシエーが作った星団星雲目録にある番号によっている。

　　13　青くぼやけた星雲 top

　　　　�@　天の川の内と外

　星雲は、小望遠鏡では名のとおり小さい青白い雲のようにぼんやりと見え、星霧ともいう。
　星団ともまちがえられるが、望遠鏡で見れば、星団のように星には分かれない。
　肉眼に見えるのは、冬のオリオン座の三つ星の近くにあるものと、秋のアンドロメダ座の中のものの二つにすぎない。
　しかし、この二つの星雲は全く性質がちがっていて、それぞれ天の川の内と外にあるものを代表しているので興味が深い。

　　　�A　オリオンの大星雲

　ところでこういう星雲が星をともなわないと、光を放たずに暗黒に見える。　この種類を暗黒星雲という。
　天の川の面に裂けめのように見えて「石炭ぶくろ」と呼ばれているもの（「はくちょう座」参照）や、へびつかい座に見える大きな黒いＳ字状のものも、暗黒星雲が天の川の輝面をかくしているもので、アメリカでは赤外線写真でこれをつらぬいて天の川を写したことがある。
　ヘびつかい座を走る暗黒星雲は、長さ六十五光年、幅五光年である。
　また、はくちょう座から、天の川を裂くようにして南の地平線へ走っているものは、夏の夜の壮観で、長さ一千光年といわれている。
　オリオン座にもぶぎみな黒い馬の首の形の暗黒星雲が写真にうつる。（口絵参照）
　暗黒星雲を忤る宇宙塵とガスの雲は非常に稀薄なもので一立方インチの空気を一立方マイルの空間にひろげたほどの密度に等しいだろうという。　それでも密集すれば、天の川の面をもかくすようになる。
　私たちが、「空間」というものも実は、「空」ではなくて、こういう希薄な物質で満たされているものと考えられる。
　そして、これが星を生む苗床であることは後にのべる。

　　　�B　奇妙な惑星状星雲

　天の川宇宙の中にはこのほかに惑星状星雲という種類がある。
　こと座のベーガ（たなばた）の近くにドーナツの形をして中に星が一つ光っている。
　環状星雲というが、この星が超新生として爆発したガスが球になって星をつつんでいるので、現在ではこの種類が百五十ほど発見されている。
　直径は平均約七千光年である。（「新星」参照）
　なお、ガスの球のくずれに形によって、かに星雲、ふくろう星雲、アレー状星雲などの名がある。

　　　�C　よその宇宙――渦巻星雲

　こういう種類の星雲に対して、秋のアンドロメダ座に見える星雲は、単なるカスの雲でなく、無数の星の大渦巻で、この種類を渦巻星雲という。
　この距離は、オリオンの星雲の約六百光年に対し約六十八万光年で、直径四万二千光年といわれる。
　肉眼で見えるのはこれ一つだが、ウィルソン山の百インチ大望遠鏡では約二百万個も発見されている。
　渦巻星雲は、ガスの星雲が天の川の宇宙に属しているに対して、天の川の外にあって、一つ一つがわれらの宇宙にあたる他の宇宙である。
　それは宇宙の話でくわしく説明する。

　　14　天の川に沿うて top

　　　　�@　神々の渡る宝石の道

　この季節の天の川から星座づたいに、その行く先を追えばまず北の空でケフェウスとカシオペヤの“Ｗ”をつらぬいて天頂で、はくちょうの大十字をひたし、ここで二またにさけて全長の三分の一にも及ぶ黒いわれめを、わし・へびつかい座から、いて・さそり二座の間まで直下させ、最も広く、最もさんらんたる美観を現出している。
　ここで天の川の二つの枝は再び合して地平にかくれるが、その彼方ではケンタウルスを過ぎて南十字座に入り、一度は細くくびれてまたもひろがり、広大なアルゴ座を横ぎる。
　南天には天の川のはなれ島のような大小二つのマゼラン雲がある。天の川はそれから再び北方ヘカーブして、大いぬ・オリオンの東をかすめ、ふたご座の足をひたし、次いでぎょしゃ座の大五辺形をおうし座の東辺を過ぎ、ペルセウス座の弓形を浮べてから、再びカシオペヤの“Ｗ”にもどる。
　このひとめぐりの間にも、天の川の幅は或いは広く或いはせまく、星の集積も時に厚く時にうすく、従って部分によって光があざやかさが変化する。
　とくに前に述べた長大のさけめや、はくちょうの北十字と南十字星とにぶい二つの「石炭ぶくろ」や、いて・さそりの銀すなごの河床に入りみだれている黒い斑はすべて暗黒なカスの雲で、これによって天の川の美観はいっそう高められている。
（「星雲」参照）

　しかし、これがどうして天球をとり巻く光の帯のように集まって見えるか、この大円の直径はどれほどあるかなど、その組織については更に宇宙の話でくわしく述べることにする。