ウェッブ望遠鏡の打ち上げは再び延期された。なぜ私たちはそれをそんなに楽しみにしているのでしょうか?

アメリカ航空宇宙局（NASA）の最新の発表によると、待望の宇宙天文観測機器ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）の打ち上げが再び延期された。当初の予定より2日遅れ、2021年12月24日（東部時間）にフランス領ギアナ・クールーの欧州宇宙発射センターからアリアネVロケットで打ち上げられる予定だ。

150万キロメートルを飛行し、ラグランジュL2点のハロー作業軌道に入る。試験後は、主に中赤外線帯域での観測による深宇宙探査を実施し、宇宙の誕生と進化の深い謎を解明する可能性があります。

ウェッブ望遠鏡はハッブル宇宙望遠鏡の後継機とみなされている。ハッブル望遠鏡が過去30年間に成し遂げた成果はすでに科学者たちを興奮させており、人々はウェッブ望遠鏡にさらに期待を寄せています。

古代の天文観測

天文学は最も古い学問の一つです。何千年もの間、人々は広大な宇宙の謎を探求し、理解することに熱心に取り組んできました。長くたゆまぬ探究の過程で、人々は徐々に天文学を迷信から科学へと高めていきました。

天文学を学ぶ最も基本的な手段は観察ですが、これは長時間にわたって肉眼でしか行うことができません。人々は地上に天文台に似た建物を数多く建ててきました。例えば、イギリスの先史時代のストーンヘンジやマヤのピラミッドは、古代の人々が天体現象を観察するために建造されたと考えられています。

ストーンヘンジ、イギリス

マヤのピラミッド

文明社会の到来とともに、科学技術の発展とともに天体観測機器は継続的に改良されてきました。

古代中国の日時計、日時計、撞木は天文観測のための重要な計時装置でした。古代中国の天文学者は星を観測するための多くの機器を発明しました。これらの中で最も重要なのは、望遠鏡が発明される以前は世界で最も先進的な天体観測ツールであった渾天儀でした。

明代の天球儀（オリジナル）

水力儀仗像台は、宋代の蘇宋、韓公連らが設計・製作した大型の天文観測機器である。天体現象を観測する天球儀と、天体現象を示す天球儀、時刻を告げる装置を巧みに組み合わせた、古代中国の傑出した創作物です。水力で動く天文時計は正確な時刻を告げることができ、その動力装置は「ヨーロッパ中世の天文時計の直接の祖先かもしれない」。

水力駆動計器プラットフォーム

天球儀は、使用されるうちに継続的に開発され、改良されました。元代に郭守敬が設計開発した簡単な測器は、水平座標と赤道座標を別々に設置し、同時測定の効果があっただけでなく、相互に不明瞭になるという欠点も回避しました。それは天文機器の歴史に重要な貢献をしました。

郭守景による建儀の修復

ヨーロッパの歴史では、天文現象を観測する必要性に伴い、グノモン、クレプシドラ、その他の計時装置など、多くの観測機器が発明されました。ギリシャの天文学者は、天文学的な観測と研究を行う際に、観測と計算を組み合わせる数学的なツールを使用し、非常に優れた成果を達成しました。

プトレマイオスは、経度と緯度を測定するための天球儀に似た器具、アストロラーベと角距離計を製作しました。彼は観測データと理論的推論を用いて、古代天文学の百科事典とみなされる「アルマティス」を執筆した。

デンマークの天文学者ティコ・ブラーエが一般的に使用した天文機器は、彼が自ら設計し、監督した大型の赤道儀渾天球儀でした。これによって測定された天体の位置の誤差は2分角以下となり、肉眼観測の精度の限界にほぼ達しました。

ティコが設計した大型赤道儀

ティコは、数多くの大型で精密な天体観測機器を慎重に設計し、製造しました。これらのうち最大のものは、直径が約 12 メートルで精度が非常に高い象限で、後に「ティコの象限」と呼ばれるようになりました。ドイツの天文学者ケプラーは、ティコの観測データと天体の調和の概念の助けを借りて、天文学史上重要な発見、すなわち惑星運動の 3 つの法則を成し遂げました。

ティコが設計した巨大な赤道儀

近代以降の天文観測

現代天文学における最大の発明は機械式時計と望遠鏡です。

機械式時計は中世ヨーロッパで教会や塔の大きな時計として初めて使用され、多くの場合、時間だけが正確でした。 15 世紀に入ると、巻き上げ動力の発明により、機械式時計はますます正確になり、小型化されました。

ガリレオが単振り子の法則を発見した後、ホイヘンスは振り子時計を発明し、時計のタイミング精度の誤差を 1 分にまで減らしました。さらに改良を重ねた結果、時計の誤差は1日あたり10秒未満になりました。

望遠鏡の発明にも長い歴史があります。近視用眼鏡は中世ヨーロッパに登場し、眼鏡産業は急速に発展しました。 1608年、ハンス・リービッヒは偶然、2つのレンズを使って遠くの物体をはっきりと見ることができることを発見しました。これに触発されて、彼は最初の望遠鏡を作りました。

改良を重ねて、ガリレオは40倍の双眼鏡を発明しました。彼はこの自家製の望遠鏡を使って木星の衛星を4つ発見し、太陽中心説を証明する強力な証拠を提供した。

ガリレオの望遠鏡

屈折望遠鏡の色収差を減らすために、ホイヘンスは土星の環を観測するために筒の長さが約6メートルの望遠鏡を作り、後に長さが約41メートルの望遠鏡も作りました。

ニュートンは、収差をなくすために、直径 2.5 cm の凹面球面鏡を研磨し、長さ 15 cm のレンズ鏡筒の先端に対物レンズを取り付けました。これは彼が作った最初の反射望遠鏡であり、生成された画像は 40 倍に拡大することができました。

ニュートン望遠鏡

1672年、カセグレンは2枚の反射鏡で構成された反射望遠鏡であるカセグレン望遠鏡を発明しました。通常、主鏡の中央には穴があいており、像は主鏡の後ろに結像されます。この焦点はカセグレン焦点と呼ばれます。

望遠鏡の発明と改良は観測天文学における革命だと考えられています。その後、科学者たちは望遠鏡の口径を大きくし、天体観測の質を向上させることで、倍率を上げ続けました。

1772年、ウィリアム・ハーシェルは最初の直径15センチメートルの反射鏡を研磨し、40倍の倍率を持つ長さ2.1メートルのニュートン式反射望遠鏡を製作しました。彼はこの望遠鏡を使ってオリオン星雲を観察し、土星の環をはっきりと観察しました。

1781年、ハーシェルは偶然、望遠鏡を通して丸い表面を持つ天体を発見しました。さらに観察を続けると、この天体が太陽の周りを回っていることが判明しました。その後、それは太陽から28億キロ離れた新しい惑星であることが確認され、天王星と名付けられました。

ハーシェルは生涯で何百もの天体望遠鏡を製作しました。 1786年に彼は最大の望遠鏡を建造した。彼はこの巨大な望遠鏡を使って観測した最初の夜、土星の新しい衛星を2つ発見した。彼はその後、史上最も完全な星表を作成し、天の川銀河の大きさは有限であるという考えを初めて提唱するなど、天の川銀河の観測において大きな功績を残しました。

ハーシェルの巨大望遠鏡

18世紀から19世紀にかけて、天体望遠鏡とその端末機器・付属品の性能がどんどん向上し、天文学的測定の精度も高まり、大きな発見が相次ぎました。

1814年、フラウンホーファーは太陽を観測する最初の分光器を作り、太陽のスペクトル線を発見しました。彼が主要なスペクトル線に付けた A、B、C、D などの名称は、現在でも使用されています。

1859年、キルヒホッフは分光学の基本法則であるキルヒホッフの法則を発表し、太陽には地球上で一般的な元素が多数存在することを指摘しました。

1869 年、オングストロームは太陽スペクトルの 1,000 本のスペクトル線の波長を発表し、自らが確立した波長単位を自分の姓にちなんで命名しました (1 オングストローム = 0.1 nm = 10-10m)。

1886 年から 1895 年にかけて、ローランドは紫外線領域から赤色光領域までの 14,000 本のスペクトル線の波長を含む新しいスペクトル表を発表しました。

太陽のスペクトルに加えて、人々は恒星のスペクトルにも注目し始めました。

1863 年、セージは低分散分光器を使用して星を観測し、そのスペクトルを分類しました。数年後、彼は 4,000 個の恒星を含む星表を出版し、恒星のスペクトルを 4 つのカテゴリに分類し、これらの 4 つのカテゴリが温度と密接に関連していると推測しました。

1885 年、ピカリングは初めて対物プリズムと写真撮影法を使用してプレアデス星団のスペクトル写真を撮影し、恒星のスペクトル分類の新しい時代を切り開きました。科学者たちは恒星のスペクトル分析を利用して、新しい元素であるヘリウムを発見した。

天体、特に星を研究するために望遠鏡や分光器を使用することで、20 世紀の天文学の大きな発展につながる技術と経験が蓄積されました。

1868 年、ハーゲンスは恒星のスペクトル線の位置を詳細に測定し、ドップラー効果によって生じるスペクトル線の微小な変位現象を発見しました。これにより、地球に近づく星や地球から遠ざかる星の見かけの速度を測定しました。

19 世紀末、ハーバード天文台はピカリングとキャノンの指導の下、客観的なプリズムスペクトル観測に基づいて恒星を分類し、ヘンリー・ドレイパー・カタログ (HD カタログ) とその補足 (HDE カタログ) を次々と出版しました。これには 272,150 個の恒星のスペクトルの統一的な分類が含まれており、恒星表面温度シリーズの確立の基礎が築かれました。

1905年から1913年にかけて、ヘルツシュプルングとラッセルはそれぞれ天の川銀河の星団の等級-色指数図と、距離がわかっている恒星の絶対等級-スペクトル型図を描き、そこから恒星の分布の法則を発見しました。ラッセルはまた、グラフにおける星の進化の傾向も提案しました。後世の人々は、星のスペクトル光度図をヘルツシュプルング・ラッセル図と呼びました。

1937 年、カイパーは、ヘルツシュプルング・ラッセル図上のいくつかの銀河団の位置の違いが、それらの年齢の違いによって説明できることを発見しました。これは、ヘルツシュプルング・ラッセル図が恒星の進化を研究するための効果的なツールであることを示しています。

1938年、ベーテは主系列星のエネルギー源は水素からヘリウムへの熱核反応であると指摘しました。彼は恒星のエネルギー生成のメカニズムを解明し、太陽型の恒星の進化を理解するための基礎を築きました。

1950 年代後半から 1960 年代にかけて、科学者たちは主系列前の水素燃焼段階におけるさまざまな質量の恒星の進化を記述することができました。

天文学的観測によれば、星は星間暗黒雲から発生し、降着と収縮により水素の核融合が起こり、原始星（星の胚または星の胎児とも呼ばれる）が形成されます。これらの作品は、星の巨大なエネルギーの源を説明するだけでなく、星の進化の過程や進化の後期段階も描いています。

人類が星の形成と進化について知識と理解を得たことは、20 世紀初頭の天文学における大きな成果でした。

ハーシェルは、平坦で有限の大きさの天の川銀河の概念を提唱しました。 20 世紀初頭、カプタインは星の数と光度関数の統計的研究を通じて、太陽系を中心に直径 4 万光年の天の川銀河のモデルを確立しました。

1918 年、シャプレーは当時知られていた球状星団の見かけの分布を分析し、セフェイド変光星の周期と光度の関係に基づいてそれらの距離を推定しました。彼は、天の川銀河は直径30万光年、厚さ3万光年にわたるレンズ状の恒星と星雲の系であると結論付けた。

シャプレー

カーティスは、観測された渦巻き星雲は天の川銀河から遠く離れた、天の川銀河に似た恒星系であると信じていた。

1920 年 4 月 26 日、米国科学アカデミーはワシントンで「シャプレー・カーティス論争」として知られる有名な討論会を開催しました。その後の観測により、カーティスの見解は基本的に正しく、天の川は宇宙の中心から遠く離れていることが判明した。

カーティス

1923年から1924年にかけて、ハッブルはウィルソン山天文台の254センチメートル反射望遠鏡を使用して、アンドロメダ星雲とM33のスペクトル写真を撮影し、その端を個々の星に分解しました。彼は、セフェイド変光星群の明るさを分析した後、これらのセフェイド変光星とそれらが位置する星雲は、当時の天の川銀河の規模をはるかに超える数十万光年もの距離にあり、したがって天の川銀河の外側に位置しているに違いないと結論付けました。つまり、それらはまさに天の川銀河の外側にある巨大な天体系、つまり銀河系外銀河なのです。

「現代宇宙論の父」ハッブル

1929 年、ハッブルは、距離が測定された 20 を超える銀河の統計分析を通じて、銀河系外銀河のスペクトル線の赤方偏移が銀河の距離に正比例することを発見しました (ハッブルの法則)。

赤方偏移が天体の遠ざかる動きのドップラー効果であるならば、赤方偏移と距離の関係は、銀河が一般的に遠ざかっており、銀河が位置する空間全体が拡大していることを意味します。宇宙の膨張は相対論的宇宙論によって予測される結果の 1 つです。

ハッブルは天文観測を行っている

ルメートルは1927年に宇宙膨張の概念を提唱し、1931年に宇宙の起源の仮説の原型である原始原子を提唱した。この仮説によれば、宇宙は原子の放射性核分裂から始まり、それ以来ずっと膨張し続けている。

1930年、エディントンはルメートルの仮説とハッブルの法則を結び付け、宇宙を膨張宇宙と呼んだ。 1932年、ルメートルはさらに、今日私たちが観測している宇宙は巨大な原始的な火の玉の爆発によって形成されたと提唱しました。

ルメートル

1940 年代後半までに、科学者たちは太陽の膨大なエネルギーが熱核反応から生じていることを一般に認めるようになりました。

1948 年、ジョージ・ガモフは宇宙膨張理論、素粒子の運動、一般相対性理論を結び付け、ホット・ビッグバン宇宙論 (ビッグバン宇宙論とも呼ばれる) を提唱しました。彼は、宇宙は高温、高密度の「原始の火の玉」のビッグバンから始まったと信じていた。

ビッグバン理論が最初に提唱されたとき、それに注目する人はほとんどいませんでした。 1965年になって初めて、アメリカのベル電話研究所のペンジアスとウィルソンが3Kマイクロ波背景放射（宇宙背景放射とも呼ばれる）を発見し、ビッグバン理論が最も影響力のある理論となった。

ジョージ・ガモフ

これらの重要な発見と理論は、基本的に地上の観測所からの観測データと分析に基づいています。地上の天文台には光学望遠鏡のほか、可視光以外の観測機器も備えられています。

天体多色測光法と天体分光測光法はどちらもスペクトル理論に基づいており、天体の見かけの動き、恒星集団の特性、物理的パラメータ、化学組成を理解するための最も効果的な方法です。

1910 年、ウィルソンらは星の温度を測定し、その直径を計算しました。 1940 年代に電波天文学の観測が始まり、クエーサー、パルサー、宇宙背景放射、星間有機分子という 4 つの有名な発見につながりました。

電波帯での天文観測は、宇宙、銀河、星の観測と研究において日常的なプロジェクトとなっています。

20 世紀以降、天体望遠鏡はますます大型化し、その口径もますます大きくなりました。 21 世紀初頭までに、世界最大の望遠鏡の口径は 10 メートルを超えました。

スペインのカナリア島にあるカナリア諸島望遠鏡の鏡は直径10.4メートルで、36個のカスタマイズされた六角形の鏡部品で構成されています。

カナリア望遠鏡

カナリア諸島望遠鏡で撮影された天体写真

ハワイのマウナケア山頂は海抜4,200メートルで、地上の光や塵の影響を大幅に排除することができます。山頂にあるケック望遠鏡は、ケック I と II というまったく同じ 2 つの望遠鏡で構成されており、それぞれ 36 個の六角形の鏡部品で構成されています。全体の鏡の直径は10メートル、各鏡の口径は1.8メートルです。

ケック望遠鏡

ケック望遠鏡によるアンドロメダ銀河の写真

南アフリカ大型望遠鏡 (SALT) は、南半球最大の単一光学望遠鏡です。 91 個の六角形の鏡部品で構成され、実際の有効直径は 10 メートルです。望遠鏡はろうそくほどの距離にある月からのかすかな光を検出することができます。

SALT望遠鏡、南アフリカ

これらの大型天体望遠鏡は、科学者が宇宙を詳細に観察するのに大きな役割を果たしてきました。可視光観測用の大口径望遠鏡が搭載されているだけでなく、星や銀河が発する他の光帯の情報を観測できるさまざまな観測機器が搭載されていることが多いです。

地上に設置する大型望遠鏡の建設ペースは止まっていない。

2020年には、米国ワシントンのカーネギー研究所やオーストラリア国立大学など8つの組織が協力して、大型マゼラン望遠鏡（略称GMT）の建設を計画している。建設地はチリのラス・カンパナス天文台で、2022年に運用開始される予定。

GMT の 21.4 メートル相当の主鏡は、直径 8.4 メートルの副鏡 7 枚で構成されており、予算コストは 6 億 2,500 万ドルです。全体的な解像度は単一の25メートル主鏡の解像度に相当し、既存の最大の光学望遠鏡の4.5倍の性能となり、画像の鮮明度はハッブル宇宙望遠鏡の10倍になります。

大マゼラン望遠鏡主鏡

GMT は可視光観測に重点を置いており、赤外線観測によって補完されています。完成後は、宇宙における恒星や惑星系の形成、暗黒物質、暗黒エネルギー、ブラックホールの謎、天の川銀河の起源などを調査する役割を担うことになる。

しかし、GMT には、宇宙の起源を探ったり、より遠くの銀河を観測したりする上でまだ問題が残っています。その主な理由は、地球表面の厚い大気、塵、人工光、さまざまな生物や無生物が、宇宙の奥深くから放射される赤外線、紫外線、X線、ガンマ線に大きな干渉を引き起こすためです。

そのため、宇宙の天文衛星と地上の観測所は互いに補完し合い、協力して宇宙の謎を探求しています。

宇宙天文学の時代

ソビエト連邦による初の人工衛星の打ち上げにより、人類は宇宙時代へと突入した。宇宙船は天体観測の新たな手段を提供し、宇宙天文学の台頭は天体観測分野における第二の革命であると考えられています。

天文観測に使用される宇宙船には、主に天文衛星と深宇宙探査機の 2 種類があります。後者は主に太陽系の天体の探査に使用されます。

あらゆる種類の探査機の中で最も一般的なものは、月と火星を目指したものです。

現在、人類は月面への軟着陸や有人直接着陸を達成し、月面着陸や無人探査機による自動採取により月のサンプルを地球に持ち帰っています。

嫦娥5号の月面サンプル採取

火星探査が本格化している。アメリカ、ソ連（ロシア）、中国、ヨーロッパなどの国々は、合計47回の火星探査ミッションを実施し、そのうち15回近くが火星への軟着陸を達成し、合計8台の火星探査車が火星に持ち込まれました。

火星からのサンプルリターンミッションはまもなく完了し、近い将来に有人火星飛行の日が実現するでしょう。

中国の珠栄火星探査車

現在までに、さまざまな国が300機以上の深宇宙探査機を開発し、打ち上げています。これらの探査機はさまざまな機器を搭載しています。対象天体の至近距離を飛行するものもあれば、対象天体の軌道に入るもの、対象天体に直接着陸するものもある。天体の観測や研究はますます深化しています。

ボイジャー2号探査機

ガリレオ木星探査機

カッシーニ・ホイヘンス土星探査機

何千年もの間、天体観測から得られる情報は主に可視光帯域から得られてきましたが、可視光はスペクトルのごく一部しか占めていないため、天体から放射される他の多くの情報は無視されてきました。

1930 年代初頭、ジャンスキーらは地球外から来る宇宙電波 (つまり電波) を発見しました。 1940 年代以降、レーダーの開発と改良により電波観測が促進されました。ヘイ、ボルトン、ライルらが次々と電波天空を探検し、電波天文学を確立した。

典型的な電波望遠鏡

過去 80 年間で、電波望遠鏡は、直径わずか数メートルのパラボラアンテナから 305 メートルの固定パラボラアンテナ、そして現代の開口合成電波望遠鏡や超長基線干渉計へと進化してきました。

アレシボ電波望遠鏡の直径は305メートルです。

大気の電波窓を通して、天の川銀河の中心部の活動を探査し、渦巻き構造を描き、50種類以上の星間分子、100以上の超新星残骸、300以上のパルサー、数千の電波銀河と準星状電波源を発見し、等方性宇宙マイクロ波背景放射を検出し、無線方式を使用して地球外文明との接触を試みることができます。

中国貴州省の500メートルFAST電波望遠鏡

電波望遠鏡アレイ

1960 年代、宇宙時代の到来とともに、天文学は地球の大気圏の制約を打ち破り、大気圏外の宇宙を探索しました。天文学は完全な宇宙科学となり始め、科学者は数十億光年離れた宇宙の奥深くにある天体現象を観測できるようになりました。

すべての電磁波帯の中で、ガンマ線は波長が最も短く、エネルギーが最も高く、次にX線が続きます。ガンマ線とX線を使用して高エネルギー帯を検出することは、ブラックホール、銀河、パルサー、中性子星、超新星、大質量星の研究にとって非常に重要です。

紫外線は可視光線とX線の間の波長であり、紫外線、遠紫外線、極端紫外線に分けられることもあります。紫外線観測は、大きな恒星、白色矮星、惑星状星雲の中心星の研究にとって非常に重要です。それらは星間物質の研究にとっても特別な意味を持っています。これらは通常、恒星の進化過程、星雲、星間物質、天体化学組成の研究に使用されます。

赤外線は可視光よりもエネルギーが低く、冷たい星、星雲、赤方偏移した銀河などの冷たい光源から放射されます。赤外線源には、恒星、イオン化水素領域、分子雲、銀河核、惑星状星雲、銀河、クエーサーなどが含まれます。赤外線観測を通じて、恒星の起源、進化、さらには死の過程を理解することができます。

マイクロ波は主に宇宙マイクロ波背景放射の測定に使用されます。マイクロ波観測を通じて、天の川銀河のシンクロトロン放射、自由放射、回転する塵、さらには銀河系外のコンパクト源や銀河団について理解することができます。

電波観測の代表的な対象としては、超新星残骸、パルサー、重力レンズ現象、スターバースト銀河などが挙げられます。

さまざまな周波数帯域での観測を通じて、星の幼少期、中年期、老年期、死など、より多くの天体や天文現象を研究することができます。銀河の誕生と進化;クエーサー、中性子星、白色矮星、ブラックホールなどの特殊天体。ガンマ線バーストやスターバーストなど

さまざまな天体や天文現象を観測することで、恒星の進化、ブラックホール、中性子星や白色矮星、クエーサー、銀河の起源や衝突、宇宙の年齢や初期宇宙など、天文学の謎を解明することができます。

電磁スペクトル

現在までに、さまざまな国が約90〜100個の天文衛星を打ち上げており、そのほとんどが地球の軌道上に位置しています。特殊な観測環境の要件により、ラグランジュ点、太陽中心軌道、またはその他の特殊軌道に打ち上げられるものもあります。

搭載されている観測機器は複数の電磁波帯域をカバーすることがありますが、主な帯域は 1 つであるため、これらの天文衛星は、X 線衛星、ガンマ線観測所、赤外線観測所、極端紫外線観測所など、この帯域にちなんで命名されています。また、アインシュタイン衛星、レントゲン衛星、ハーシェル宇宙望遠鏡、コンプトン天文台、ハッブル宇宙望遠鏡など、多くの天文衛星が有名な科学者にちなんで命名されています。

天文衛星画像を見る

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ベラ衛星が初の宇宙ガンマ線バーストを検出

SAS-2 ガンマ線観測衛星

高エネルギー天体物理観測衛星3号（HEAO-3）

コンプトン天文台

スウィフトガンマ線バースト衛星

スウィフト衛星が撮影した遠紫外線と可視光によるM101銀河の合成画像

フェルミガンマ線望遠鏡

フェルミ衛星が観測したガンマ線バーストGRB130427Aの発生前と発生後

OAO-3 コペルニクスX線観測衛星

ANS-1天文衛星