天文学０９

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せとかもてぎ
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1 天文学 2011 講義ノート 1. 序論 (4.13) 天文学 (Astronomy) 天文学とは何か : 天体 ( 星 ) と宇宙の科学 ( 天体の運動ならびにその本性を研究する学問 ) 現代の天文学とはどのようなものかその体系方法成果これを主に観測面から解説する ( 必要に応じて理論にも触れる ) 天文学はおよそ 4,000 年の歴史を持つ学問である天文学の歴史概略 (1) 古代四大文明の時代特にメソポタミアで継続的観測記録古代ギリシャ : 宇宙論の始まり ; 思弁的 ( タレスピュタゴラスプラトン ) オリエント ( ヘレニズム ) の時代 : 数理的天文学 ; 地球中心説 ( 天動説 ) の決定版 ( アリスタルコスヒッパルコスプトレマイオス ) (2) 中世中世アラビア : ギリシャヘレニズムの継承と発展 ( アルバッターニーほか ) ヨーロッパ : アラビアから逆輸入 ( ポイルバッハレギオモンタヌス ) (3) 近代 (16 世紀 ~19 世紀半ば ) 太陽中心説 ( いわゆる地動説 ) ( コペルニクスケプラーガリレオ ) 万有引力と天体力学 ( ニュートン ) 望遠鏡の発明と使用 ; 太陽系の外の世界 ( ガリレオホイヘンスハーシェル ) (4) 現代天体物理学 ; 分光学から始まる ( フラウンホファー ) 大望遠鏡の時代 ; 銀河系の外の世界高度な技術に支えられた天文学 ( 多波長の電磁波 ) 大気外( 人工衛星 ) による観測物理学の理論 ( 近代物理学特に量子論と相対論 ) に基づく本性の解明参考書について国立天文台編理科年表 (2011 年度版 ) 内海田辺吉岡現代天文学要説 (1987) 畑中武夫著宇宙と星 (1963) 尾崎洋二星はなぜ輝くのか宇宙科学入門英語の本は多数のすぐれたテキストがあるたとえば Kartunen 他著 Fundamental Astronomy Zeilik 他著 Introductory Astronomy and Astrophysics その他

2 2. 光電磁波と望遠鏡 (4.20) (1) 光と電磁波天体からの情報の担い手 :1 光を含む電磁波 2 粒子 ( 宇宙線 ); 荷電粒子は磁場で道筋を曲げられる中性粒子は捕えにくいニュートリノ 3 重力波 : まだ検出されていない光の本性 : 粒子説 ( ニュートン ) 波動説 ( ホイヘンス ): 何の波動か電磁波 ( マックスウェル ) 光速 c で伝わる ;c=λ ν 電磁波の分類 ( 理科年表参照 ); 天文学では光電波 IR( 赤外 ) UV( 紫外 ) X,γ 光の粒子性 ; 光電効果検出器 (2) 望遠鏡基本 : 光学望遠鏡 ; 目的 : 光を集める ( もともとは拡大のため ) 結像原理 : ケプラー式屈折 ( 凸レンズ 2 つ ); 焦点の実像を虫眼鏡で拡大する倍率 m =f / f ( 対物鏡の焦点距離接眼鏡の焦点距離 ) 集光力限界等級 ; 分解能 ( 角度 ) 口径 D で決まる ρ( ラジアン )=1.22λ/D ( πで秒角に出来る) 収差 (1 点から出た光線が 1 点に集まらないこと ) いろいろな光学系 : 屈折系反射系反射屈折系架台 : 赤道儀と経緯儀 ( 追尾方式の違い ) 電波望遠鏡その他 (3) 観測装置と方法天文観測の種類 : 天文測定測光分光その他 a. 天文測定 (Astrometry) 星の位置観測年周視差固有運動など装置 : 主に屈折望遠鏡 transit( 子午環 )Hipparcos 衛星 ; 検出 : 肉眼写真 CCD b. 測光観測 : 明るさおよび色 ( その時間変化 ) 1 眼視 : 古来の方法現在も有効 2 写真 :1970 年代まで線形性相反則不軌などの問題あり 3 光電測光器 (PMT):1980 年代までよく使われた 4 CCD: 理想的ただし短波長ほど感度が低下という問題あり c. 分光観測 : スペクトル ( 波長に分解 ) 1 スリット分光器 ( 分光素子 : プリズム or 回折格子 ) スリット+コリメーター 2 対物プリズム (Schmidt カメラ用 ) 3 その他の分光器 ( エシェルグリズム ); 赤外線分光器電波は分光 d. その他の観測方法と装置 ( 偏光干渉計 )

3 3. 天球と座標 (4.27) 天体の位置の表し方大体の目安 : 星座正確な表現 : 座標系を用いる ( ア ) 天球の概念天 : 半径 1 の球面 ( 地球は半径無限小 ) 球面上の2 点を結ぶ最短距離 : 大円中心角, 球面角 ( 弧の長さ球面三角形の内角 ) 球面三角形 ; 球面三角法 ; 正弦定理余弦定理正弦余弦定理 ( イ ) 地平座標 (A, a) 基準 : 天頂 Z および地平方位角 A 真北より時計回り高度角 a 地平より上向き天頂距離 z=90 -a ( ウ ) 赤道座標基準 : 天の北極 P 南極 P 天の赤道春分点 : 移動する ( 歳差 ) 分点 epoch: など赤経 α(h,m,s) 赤緯 δ(± ) 24h=360 時角 t 子午線からどれだけ西か恒星時 τ: 春分点の時角 ( エ ) その他の座標系黄道座標 (λ β) 黄経黄緯基準 : 地球軌道の両極と黄道銀河座標原点 : 春分点 ( l, b) 銀経銀緯基準 : 天の川北極 ( かみのけ座 )12h51.4m 原点 ( いて座 )17h45m b=±90 : 星少ない b=0 : 星多い ( オ ) 星の位置観測子午線通過の瞬間の高度角を測る : 子午環 ( 高性能の屈折望遠鏡 ) 望遠鏡以前 : 四分儀 (90 の分度器 )

4 4. 時と暦 5.11 (1) 時 ( 時制 ) 時刻を定めること : 天文学の任務であった 1 日の長さ : 太陽の南中次の南中その平均 =24 時間とする真太陽時 ( 視太陽時 +12h; 日時計 ) と平均太陽時 ( 平均太陽の時角 +12h) 均時差 = 真太陽時 - 平均太陽時 ; 約 ±15 分 JSTとUT;JST=UT+9h 時計について日時計機械時計水晶発振 (Quartz) 原子時計 133 Cs の基底状態が発する電波恒星時 : 春分点の時角 ; 最も正確な天文時計 1 恒星日 =23 時間 56 分 04 秒恒星年 : 歳差のため 1 太陽年 ( 回帰年 ) と異なる (2) 暦 1 年は何日か ;1 太陽年 (1 回帰年 ) 太陽が春分点に回帰する周期太陽暦と太陰暦太陰暦多くの地方で用いられた ;1ヶ月( 朔望月 )=29.53 日太陽暦古代エジプト ; ヘリアックユリウス暦 (BC46 年 Julius Caesar)1 年 = 日グレゴリオ暦 (1582 年 Gregorius13 世 )1 年 = 日太陰太陽暦 ( 旧暦 )19 年 =235 朔望月 (Meton ) 二十四節気 ( にじゅうしせっき ) と雑節 ( ざっせつ ) ユリウス日 (JD):BC4713 年 1 月 1 日正午 UT からの通算の日数 ( 小数点以下も含む ) ユリウス日の求め方 : 理科年表による方法

5 5. 惑星の運動と万有引力の法則 (5.18) 惑星と恒星の区別 : 惑星は恒星の間を動く ( 一見周期的とは言い難い ) (1) 惑星の運動天球面上の運動 ( 運行 ); 対恒星順行逆行留これをどう説明するか宇宙 ( 太陽系 ) モデル ; 占星術とのつながり地球中心説の立場によるモデル :Ptolemaios の周転円説 ( 不自然!) (2) 太陽中心説と惑星現象コペルニクス : 地球の自転と公転を仮定離角 SEP のこと (S: 太陽 E: 地球 P: 惑星 ) 会合周期 : 同じ離角関係に復帰する周期惑星現象 : 内惑星内合西方最大離角外合東方最大離角内合外惑星衝東矩合西矩衝公転周期の求め方公式 : = ( 外惑星の場合 ) P E S (3) ケプラーの法則 Tycho の観測から帰納ケプラーの第 1 法則 : 楕円軌道 ( 太陽を焦点の一つとする楕円 ) 第 2 法則 : 面積速度 ( 動径は一定時間に一定面積をなでる ) 第 3 法則 : 調和の法則 ( 周期の 2 乗と軌道長半径の3 乗の比は一定 ) 楕円とは : 長半径 a 離心率 e 軌道要素 (6 個 ): 軌道長半径離心率軌道傾斜昇交点黄経近日点引数平均日々運動 (4) 万有引力の法則惑星 ( すべての天体 ) の運動を支配する力の法則逆 2 乗則円錐曲線 : 無限遠方における運動エネルギーの値の符号 (5) 天体力学 2 体問題と3 体問題 2 体問題 :1 体問題に帰着 3 体問題 : 解析的に解けない ;3 体問題の解法 ( 摂動論シミュレーション ) 制限 3 体問題 :1 体 ( 第 3 体 ) を質量ゼロとみなす

6 6. 太陽系の天体 (5.25) (1) 概観太陽と惑星質量比 1000:1 ; 角運動量比 ( 角運動量 L=mrvsinθ) その逆地球型惑星 ( 水星金星地球火星 ) と木星型惑星 ( 木星, 土星天王星海王星 ) 太陽系の起源星雲説 vs 遭遇説 ; 角運動量輸送をどう考えるか原始太陽系星雲 ( 分子雲 ) の中から誕生といわれる (2) 惑星と衛星各論 1 水星 (Mercury) 月より少し大きい程度表面は月に酷似最大離角の時 (15 度くらい ) よく見える 2 金星 (Venus) 地球よりわずかに小さい大気は大量 (CO 2 CH 4 ) 温室効果が効きすぎて高温 3 地球 (Earth, Gaia) 大気の層 10km 月 (Moon, Luna) 起源? 4 火星 (Mars) 模様極冠大気わずか離心率大衛星 (Fobos, Dimos) 5 木星 (Jupiter) 最大の質量密度は小縞と大赤班輪もある衛星 : ガリレオ衛星ほか ( 最近新しく見つかる );Io の火山活動 6 土星 (Saturn) 輪空隙密度 1より小衛星 Titan 大気あり衛星の数増大 7 天王星 (Uranus) Herschel の発見, 回転軸横倒し輪衛星五大 (Shakespeare) 8 海王星 (Nepturn) 天王星の摂動より計算から発見衛星 2 大 (Triton Nereid) 9 準惑星冥王星 (Pluto)Tombaugh 写真より発見軌道傾斜ならびに離心率大衛星 Charon;2005 年 6 月に衝ケレス (Ceres) Eris Makemake (3) 小天体 1 小惑星 (Asteroid):Bode の法則群と族 ;Troja 群 Hilda 群 ( 制限 3 体問題の正三角形解 ) 2 彗星 (Comet): 周期彗星起源 :Oort の雲 Kuiper Belt 3 流星流星物質 ( 塵 ) 発光流星群 : 母彗星 4 黄道光と対日照塵が太陽光を反射

7 7. 太陽 6.1 太陽 : 生命の源 ; 太陽神崇拝実体 : 恒星 G2V Mv=4.79 構成 : 内から核 (core) 放射領域(radiative zone) 対流領域(convective zone) 光球 (photoshere) 彩層(chromoshere) 大気 (1) 距離と大きさ距離を求める :Aristarchos; 小惑星 Eros レーダーエコー ;1AU= km 半径視半径 30 ;R =696000km 質量地球の公転 1M = kg 密度 1.4g/cc ( ア ) 表面光球 :330km; 不透明周縁減光光学的に厚い粒状斑 (granulation); 黒点 4500K 黒点 : 磁極 (Zeemann 効果 ) 彩層 :500km 温度 ~40 万度電離光学的に薄い Hα;spicule コロナ :K コロナ ( 連続スペクトル ) F コロナ (Fraunhofer 吸収 ) 13 階電離の鉄高温 (100~200 万度 ) 磁場がエネルギーを運ぶ ( イ ) 活動黒点 11 年周期極小と寒冷 ( 小氷河期 ) プロミネンス (Loop, Arc Hedge) 磁力線に荷電粒子が巻きついているフレア : 磁場に蓄えられたエネルギーの解放太陽風コロナから 500km/s 彗星の尾より発見される ( ウ ) 放射太陽定数 S=1.37KW/ m2 L = W Stefan-Boltzmann の法則 E = σt 4 ここで σ = 有効温度 5780K Wien の変位則 8 表面温度 : 約 6000 度

8 8. 恒星 (6.8) カタログの恒星の諸量 : 名前位置等級スペクトル型距離固有運動視線速度 (1) 星座と恒星の名前 a. 星座の起源と歩みメソポタミア起源 ( 獣帯など ) ギリシャ神話( ただしローマ名 ) に由来 48 星座 ( アルマゲスト ;2C) 1600 年頃南天の星座境界線の提唱 1930 年 IAU 88 星座と境界線の確定 b. 恒星の固有名と記号固有名バイエル符号フラムスチード番号カタログごとの番号 (BD,HD,SAO,HR) (2) 明るさと等級および色基本 :Hipparchos 等級明るさと等級 ; 近代の定義等比数列 1 等は6 等より 100 倍明るい Pogson の式 m 1 m2 = 2.5logl2 / l1 色指数 =m pg m v ; 実視等級と写真等級 ; 現在 :UBV(Johnson システム ) 他 (3) 恒星のスペクトル恒星のスペクトル分類 ; 温度の高い順 R-N Harvard 式分類 / O-B-A-F-G-K-M S ( ア ) 距離と絶対等級年周視差パーセク (parsec,pc) という単位 :1AU tan1 = ˆ13km 絶対等級 :10pc から見た見掛けの等級 ; 近距離星 ;m-m=5log(r/10) ( イ ) HR 図と恒星の分類 Hertzsprung の図 ( 星団の色等級図 ) Russell の図 ( 近距離星 ) 恒星の分類 : 主系列星 ( 矮星 ) 巨星超巨星白色矮星絶対等級効果と MK 分類 Ⅰ~Ⅴ ( ウ ) 実視連星と恒星の質量光学的 2 重星と連星実視連星の観測から軌道要素質量 ( 質量関数 ) 質量光度関係 ( エ ) 恒星の直径と密度直径の観測 : 恒星干渉計掩蔽密度の違い : きわめて大きい ; 主系列星巨星超巨星白色矮星 (g/cc)

9 9. 変光星の観測 (6.15) 自ら変光する恒星 ( 活動 ); 測光観測が基本的に重要 ( 眼視写真 PMT CCD) ( オ ) 発見と命名 1572 年ティコ Tycho の新星 ( 実は超新星 ) 1596 年ミラ Mira の発見 (Fabricius); 周期的変光固有名 ( 本来の恒星名 ) あるいはアルファベット ( 大文字 )+ 星座名 ( ラテン語 ) または 3 文字の略符 (Argelander) R,S,T,,Z; RR,RS,,RZ;SS,ST,,SZ;,ZZ AA,AB,,AZ; ; QQ,, QZ,V335 V336 以下に分類 ( 変光のメカニズムによる分類 ) ( カ ) 食変光星 ( 食連星ともいう ) 発見 : アルゴル Algol(Montanali) 光度曲線 : 正確に周期的 ; 主極小と副極小光度曲線による分類 ;EA,EB,EW;RSCVn 視線速度曲線との明確な相関遠隔連星と近接連星 ; 潮汐力による変形, 反射効果殆どの食変光星が近接連星近接連星の Roche Lobe による分類 ( 分離型半分離型接触型) 質量移動 ( キ ) 脈動変光星 1 ケフェウス型 or Cepheid(δCep 型 RR Lyr 型 W Vir 型 δsct 型他 ) 変光幅小規則的不安定帯周期 - 光度関係距離の測定に使う 2 ミラ (Mira) 型変光幅大長周期 ( ク ) 爆発変光星 A. 激変星 ( 基本的に高密度星を含む近接連星系 ) 1 新星 :Giant+WD 2 再帰 ( 反復 ) 新星 3 矮新星 :MS(Red Dwarf)+WD 4 新星状変光星 (Nova-like) 絶えず伴星からの物質移動 ; 活動的 B. 超新星 1 I 型 (Ia,Ib Ⅰc) 連星 Ⅰa 型超新星と宇宙モデル ( 加速宇宙 ) 2 Ⅱ 型 (ⅡP ⅡL) 単独星 C. その他 X 線連星 : 高質量 X 線連星低質量 X 線連星 ( ブラックホール候補天体 ) ( ケ ) 回転変光星 ( 磁変星 Ap 星パルサー ) 大きな黒点自転による規則的変光

10 10. 恒星進化論 (6.22) ( コ ) 恒星の内部構造 (A. Eddington 1929) 重力平衡の式 : 内部の至る所で重力と圧力勾配が釣り合う dp( r) GM ( r) ρ( r) dm ( r) 2 参考 : = ; = 4πr ρ( r) 2 dr r dr 状態方程式 ( 理想気体 ): 圧力勾配の源は T による ( 白色矮星など T によらない ) P kt = ρ mh μ 熱 ( エネルギー ) の流れ L 温度勾配 T(r) 参考 : 放射 dt dr 3 κρ L( r) = ; 対流 2 2 4ac T 4πr dt dr 1 T dp = (1 ) γ P dr エネルギー源 ; 中心温度 1,000 万度はどのようにして作り出す?( 重力? 核?) dl( r) 2 参考 : = 4πr ε ( r) dr ε: 核エネルギー 4H He+2e + +2ν+26.72MeV; 重力エネルギーでは不足 ( サ ) 恒星進化論 1 誕生星形成領域 ; 重力不安定 : 重力ポテンシャル >( 音速 ) 2 :Jeans 質量重力収縮と放射冷却の繰り返し原始星 ZAMS 2 主系列の時代エネルギー源 : 陽子 - 陽子連鎖反応による He 合成寿命 t = M/L M -2~-3 3 巨星の時代 He 殻 3α 反応 C,N,O,Fe まで合成 ; 外側が膨張 : 巨星へ ( 不安定帯 ) 4 終末 :; 質量により異なる 0.08~0.46M 0.46~4M 4~8 8~10 そのまま収縮白色矮星質量放出白色矮星炭素爆燃焼反応超新星爆発電子捕獲により重力崩壊超新星爆発 10 以上鉄の光分解による重力崩壊超新星爆発中性子星 (3) 高密度星と近接連星系の進化 1. 白色矮星 (WD): 電子の縮退圧 ( 温度によらない圧力勾配 ) 2. 中性子星 (NS): 中性子の縮退圧 3. ブラックホール : もはや支える圧力が存在しない重力崩壊近接連星系の進化 : 質量交換エネルギーの損失により単独星より速く進化するアルゴルパラドックス : 質量の小さいほうが早く進化している ( 進化論と矛盾 )

11 11. 星雲と星団 6.29 (1) 星雲と星団広がりのある天体のカタログ : M( メシエ ) Charles Messier 彗星と紛らわしい天体のリスト 108 個 NGC(New General Catalog),IC(Index Catalog)Dreyer による約 7800 個 A. 星雲 2 散光星雲 : 電離水素領域反射星雲 ; オリオン大星雲 M8,M20 Pleiades 星雲 3 暗黒星雲 ; オリオン座馬頭星雲 4 惑星状星雲 ; M57,M27 5 超新星残骸 ; かに星雲 M1 網状星雲 6 渦巻星雲 ( 銀河 ) これは星雲ではない 13, 銀河で詳述 B. 星団 1 散開星団すばる (Pleiades 星団 )M45 Hyades ペルセウス座 h-χ 2 球状星団 M13 M3 M22 ωcen その他 3 アソシエーション ( 星落 ) (2) 星間物質 ( ガスと塵 ) 観測 1 測光 : 色超過 ;2 色図色指数 B-V と色指数 U-B で星をプロットしたもの 2 偏光 : 塵で反射した光は偏光している偏光素子を通すと角度により明るさが変化する星間吸収について m-m=5log(r/10)+a ここで A は減光 (extinction 単位は等級) という A=(2.5loge)τ;τは光学的厚み [ 参考 ] 光学的厚み (optical thickness)τについて : αを opacity( 不透明度 ) とする ; 定義 :dl=-αldr (L は光度 ) 光学的厚みτを dτ=αdr で定義すると dl=-ldτ

12 12. 銀河系 7.6 (1) 恒星の分布天の川と銀河座標 (l, b); 星は天の川 (b=0 近傍 ) に集中 b=90 では少ない計数 :N(m) m ( 一様分布 ) からずれる ( 小さくなる ): 限界の存在 (2) 恒星の運動固有運動 ( 大きさμ 秒 / 年 ; 位置角 : 真北から反時計回りに測る ) 空間運動局所静止基準と太陽運動銀河回転 : 天の川に沿う高速度星 : それに垂直方向に上下運動 [ 参考 ]Oort 定数 (3) 恒星の種族種族 Ⅰ: 散開星団の星銀河面若い星種族 Ⅱ: 球状星団の星銀河面から外れた星 ( 高速度星 ) 年老いた星 (4) 銀河系の発見 Thomas Wright 島宇宙 William Herschel 恒星の分布は円盤状 Kapteyn 中心は太陽系 ; 星間吸収を過小評価 (5) 銀河系の構造球状星団の分布より中心が決まる (Shapley) 大きさ (30~22Kpc) 成分(disc, bulge, halo) Thin Disk と Thick Disk 回転曲線 : 外側まで平坦 (Kepler の法則に従わない ) (6) 暗黒物質回転曲線が平坦ということは物質 ( 重力源 ) が中心に集中していない暗黒物質 :Halo に大量の光らない物質 ( 天体?) が存在マイクロレンズ現象

13 13. 銀河 7.13 (1) 銀河の発見渦巻星雲 M31 の距離の測定 (1923Hubble) 銀河系の直径より大 : 銀河系外系外星雲を銀河 (galaxy) とよぶ銀河のカタログ M NGC 以外に UGC,CGCG Lick カタログ (2) 銀河の形態 S 銀河 : 渦状 (S) と棒渦状 (SB) 楕円銀河 (E) レンズ状(S0); 大型および矮小楕円銀河 Irr 銀河 (IrrⅠ IrrⅡ) 活動銀河の一種 (3) 距離とハッブルの法則距離指標 :Cepheid HⅡ 領域のサイズ最も明るい恒星 Ⅰa 型超新星光度の知られている天体に対し m-m=5log(r/10) を用いるハッブルの法則 v=hr ;H=50~100km/s Mpc (4) 明るさと表面輝度表面輝度 : 等級 / 平方秒 ; それによる明るさの等高線 Holmberg 半径 : 26.5 等 / 平方秒 (5) 回転曲線と質量光度比 S 銀河の平坦な回転曲線と暗黒物質 E 銀河 : 力学質量 M と光学質量 L の比 ( 単位 M /L ) 100 (6) 特異な銀河 1 電波銀河電波源の掃天観測 Cyg A Cen A など 2 つ目玉構造シンクロトロン放射 2 セイファート銀河中心部が明るい ( 高温激しい運動 ); 比較的近傍にある活動銀河核 3 クェーサー ( 準星 ) 電波源として発見大きな赤方偏移 ( 宇宙論的遠方 ) しかも明るい ; エネルギー源? 4 紫外超過銀河 Markarian 銀河 KUG など星の爆発的誕生? 5 活動銀河核 X 線観測巨大ブラックホールによる重力エネルギーの解放 6 相互作用する銀河銀河のサイズ~ 銀河の平均間隔衝突あるいは接近 ( ニアミス ); その結果変形星の爆発的誕生 M81 と M82( 後者は変形ガスの噴出 )

14 14. 宇宙論 7.20 宇宙全体の構造と起源についての科学 (1) 銀河の分布天球面上での集団化 1 銀河群数個 ~ 数 10 個 ; 局部銀河群近傍銀河群 2 銀河団数百 ~ 数千個最も近い : おとめ座銀河団 ; 密集した銀河団 : かみのけ座銀河団主な銀河団 : 理科年表に掲載されている銀河団の M/L は大きい値を持つ ( 暗黒物質の存在 ) X 線源でもある 3 超銀河団と空洞銀河の 3 次元分布 : ハッブルの法則を用いる超銀河団 : ネットワーク構造 ; グレートウォール ( 万里の長城 ) 空洞 : 銀河の欠落した空間 ; 暗い銀河は多い? 4 100Mpc を超えるスケールで宇宙は一様 ( 平均密度はどこも一定 ) か? (2) 宇宙モデル宇宙の構造を決めるもの : 重力 ( 万有引力 ) モデル化 ; 均質かそれとも階層的か空間の形 : 一様かつ等方的 ( 高度に均質 ) と仮定する d=a(t)r フリードマンの解 ( 膨張解 ): ハッブルの法則をよく説明できる H=(da/dt)/a(t) 宇宙年齢 t 2/3H; 小さすぎた (3) ビッグバン宇宙宇宙背景放射の発見 (1965 年 )2.7 K の黒体放射 ( 熱放射 ) 高温の宇宙初期の名残り ( ガモフの予言 ); ビッグバン宇宙初期におけるヘリウム合成 : ヘリウム問題の解決素粒子と元素の起源 : 粒子反粒子の対消滅 ( 膨張により対生成が切れる ) (4) 残された問題銀河 ( 銀河団 ) の起源 : 最初のゆらぎの起源? ハッブル定数 H と密度パラメーター Ωの値? 加速宇宙は本当か? 暗黒物質の本性は? 密度無限大の特異点は回避できるか? その他 ( 平坦問題地平線問題など )

天文学（岡山大学教育）２０００

天文学（岡山大学教育）２０００天文学 008 年度 1. 序論 (4.9) 天文学 (Astronomy) 天文学とは何か : 天体 ( 星 ) と宇宙の科学 ( 天体の運動ならびにその本性を研究する学問 ) 現代の天文学とはどのようなものかその体系方法成果これを主に観測面から解説する ( 必要に応じて理論にも触れる ) 天文学はおよそ 4000 年の歴史を持つ学問である天文学の歴史概略 (1) 古代四大文明の時代特にメソポタミアで継続的観測記録古代ギリシャ