The Story of the Heavens Robert S. Ball 2411 downloads.pdf

プロジェクト・グーテンベルグ電子書籍『天の物語』
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タイトル：天の物語
著者：ロバート・S・ボール
発行日：2008年12月1日 [電子書籍番号#27378]
言語：英語
その他の情報やフォーマット：www.gutenberg.org/ebooks/27378
制作クレジット：K・ノードクイスト、ブレンダ・ルイス、スティーヴン・ホープ、グレッグ・バーグクイスト、およびhttp://www.pgdp.netにいるオンライン分散校正チームによって制作されました。（このファイルは、The Internet Archive/American Librariesが提供してくれた画像から作成されました。）

*** プロジェクト・グーテンベルグ電子書籍『天の物語』の始まり ***

転記者の注記

天空の物語

図版I
1872年の土星

天空の物語

ロバート・スタウェル・ボール卿、法学博士、理学博士
『スターランド』の著者

ロンドン王立協会会員、エディンバラ王立協会名誉会員、王立天文学会会員。アイルランドの照明施設に関する委員会の科学顧問を務め、ケンブリッジ大学の天文学・幾何学のロウディーン教授でもあった。かつてはアイルランドの王立天文学者でもあった。

24枚のカラー図版および多数の挿絵付き

新訂改訂版

キャッセルランド・カンパニー株式会社
ロンドン、パリ、ニューヨーク、メルボルン
1900年

無断転載を禁ず

初版序文

本書の執筆にあたり、多くの方々から貴重なご助力を賜りました。ここに感謝の意を表します。

ナスミス氏は、彼がカーペンター氏と共に出版した有名な著作に掲載されている美しい月の図版の一部を使用することを許可してくださいました。図版VII、VIII、IX、Xおよび図28、29、30はこの資料によるものです。

ピッカリング教授は、ハーバード大学天文台でトルーヴェロ氏が描いた図版の一部を複製することを許可してくださり、図版I、IV、XII、XVはそのご厚意によるものです。

図版IIはラングリー教授、図版IIIおよびXIVはド・ラ・ルー氏、図版XVIIはT.E.キー氏、図版XVIIIはスキアパレッリ教授、図100は故C.ピアッツィ・スミス教授、図7は彼の著書『天文学入門』から借用したものでチェンバース氏、図78はストーニー博士、図72はコープランド博士およびドレイヤー博士に感謝します。また、ニューコム教授の『大衆天文学』やヤング教授の『太陽』からも大変有益な助けを得ました。本書の改訂にあたっては、マクスウェル・クロース牧師からも親切なご協力をいただきました。

原稿全体を丁寧に読んでくださったコープランド博士およびスティール氏にも感謝しなければなりません。また、時折キャスカート氏の助けも借りました。

ロバート・S・ボール

ダブリン県ダンシンクの天文台
1886年5月12日

本版への注記
今回の改訂にあたり、最近の天文学の進展に合わせて内容を修正しました。彼らが発行した写真集からいくつかの写真を使用する許可を与えてくださった王立天文学会、そして図版XIを作成する際に用いられた木星の美しい図を提供してくださったヘンリー・F・グリフィス氏に深く感謝します。

ロバート・S・ボール
ケンブリッジ、1900年5月1日

目次
ページ

はじめに 1
章

天文学
I. 9
天文台
II. 太陽 29
III. 月 70
IV. 太陽系 107
V. 万有引力の法則 122
VI. ロマンチックな惑星 150
VII. 水星 155
VIII. 金星 167
IX. 地球 192
X. 火星 208
XI. 小惑星 229
XII. 木星 245
XIII. 土星 268
XIV. 天王星 298
XV. 海王星 315
XVI. 彗星 336
XVII. 流れ星 372
XVIII. 星々の空 409
XIX. 遠方の恒星 425
XX. 二重星 434
XXI. 恒星の距離 441
XXII. 星団と星雲 461
XXIII. 恒星の物理的性質 477

地球軸の進行と
XXIV. 地球軸の章動 492
光の偏位
XXV. 503
天文学上の
意義
XXVI. 513
潮汐
XXVII. 531
付録 558

図版一覧
図版 I　土星の図　表紙
図版 II　典型的な太陽黒点　9ページ
A. 太陽　44ページ
太陽上の黒点とフアクラエ
図版 III　太陽　37ページ
太陽のプロミネンス、すなわち炎状構造
図版 IV　太陽　57ページ
図版 V　太陽コロナ　62ページ
月面の図　81ページ
B. 月の一部　88ページ
月のクレーター
図版 VII　トリスネッカー・クレーター　93ページ
図版 VIII　通常の月のクレーター　97ページ
図版 IX　プラトー・クレーター　102ページ
図版 X　ティコ・クレーター　106ページ
図版 XI　木星　254ページ
図版 XII　コッジャ彗星　340ページ
彗星A、1892年、1
C. スウィフト彗星　358ページ
太陽および3つの恒星のスペクトル
図版 XIII　天の川銀河、メシエ2号の近く　47ページ
D. メシエ2号　462ページ
図版 XIV　オリオン座の大星雲　466ページ

大星雲
XV. 「」468
アンドロメダ座の星雲
E. プレアデス星団の星雲「」472
F. オメガ・ケンタウリ「」474
観測された星雲
XVI. 「」476
ロス卿の望遠鏡
XVII. 1882年の彗星「」357
スキアパレッリによる火星の地図
XVIII. 「」221
火星

図版一覧
図　ページ番号
1. 折射望遠鏡の原理　11
ダンシンク天文台の南赤道ドーム
2. 12
ダブリン県にある天文台
ダンシンク天文台のドームの断面図
3. 13
同天文台
シカゴのイェルケス天文台にある望遠鏡
4. 15
ヘルシェルの反射望遠鏡の原理　16
シカゴのイェルケス天文台の南側正面
5. 17
ロス卿の望遠鏡　18
6. 子午線円　20
7. 大熊座　27
地球と太陽の大きさの比較　30
1870年9月22日に撮影された太陽の写真　33
8. 太陽表面の写真　35
9. 通常の黒点　36
10. シャイナーによる黒点に関する観測　38
太陽表面に黒点が現れる領域　39
11. 太陽の表面構造と小さな黒点　43
12. プリズム　45
13. プリズムによる光の分散　46
14. 完全日食時に見られる日珥　53
15. 完全日食時のコロナの様子　62

1898年1月21日の日食時のコロナの様子　63
1874年の黄道光　69
地球と月の大きさの比較　73
月の太陽周回軌道　76
月の満ち欠け　76
地球の影と半影　78
月の図解の説明（図版VI）　81
活動中の月面火山：ナスミスの理論　97
月面火山：その後の弱い活動　97
月面火山：溶岩による平坦な地面の形成　98
内側の4つの惑星の軌道　115
地球の動き　116
巨大な4つの惑星の軌道　117
さまざまな惑星から見た太陽の見かけ上の大きさ　118
惑星들の大きさの比較　119
月の動きの図解　130
楕円の描き方　137
楕円運動における速度の変化　140
等しい時間で等しい面積が得られること　141
水星の通過　153
水星の満ち欠けと見かけ上の大きさの変化　160
三日月状の水星　161
1889年5月29日の金星　170
望遠鏡で見た金星の様子　171
1874年および1882年の金星の太陽通過時の様子　177

二か所から見た金星の通過
47. 183
観測地点
48. 地球と火星の軌道 210
49. 1877年における火星の見かけ上の運動 212
50. 火星と地球の相対的な大きさ 216
51. 火星の図 217
52. 火星の終日線上の隆起と凹み 53. 217
54. 火星の南極冠 217
火星と木星の間の小惑星帯 55. 234
木星と地球の相対的な寸法 56. 246
57– 木星の掩蔽 255
60.
61. 木星とその4つの衛星 258
62. 木星の衛星の消失 259
63. 光速を測定する方法 264
64. 土星 270
65. 土星と地球の相対的な大きさ 273
土星の環の回転を測定する方法 66. 288
土星の環の回転を測定する方法 67. 289
68. テイタンの通過とその影 295
69. 彗星の放物線状の軌道 339
70. エンケ彗星の軌道 346
71. 太陽から向かって伸びる彗星の尾 363
72. 彗星の尾に関するブレディヒンの理論 366
73. 1858年の彗星の尾 367
74. 1744年の彗星 368
1869年11月6日の火球の軌道 75. 375
76. 流れ星群の軌道 378

77.流れ星の放射点 381
78.レオニッド群の歴史 385
79.チャコ隕石の断片 398
80.大熊座と北極星 410
81.大熊座とカシオペヤ座 411
82.ペガスス座の大四辺形 413
83.ペルセウス座とその周辺の星々 415
84.プレアデス星団 416
85.オリオン座、シリウス、およびその周辺の星々 417
86.カストールとポルックス 418
87.大熊座と獅子座 419
88.ホーエートス座と王冠座 420
89.室女座とその周辺の星座 421
90.ライラ座 422
91.ベガ、白鳥座、そして鷲座 423
92.シリウスの軌道 426
93.視差楕円 444
94.61 Cygniと比較用の星々 447
95.61 Cygniの赤緯における視差 450
96.ヘラクレス座の球状星団 463
97.オリオン座にある大星雲の位置 466
98.多星系θ Orionis 467
99.星雲N.G.C. 1499 471
歳差運動を示す星図 100. 493
歳差運動の図解 495

天空の物語

『素晴らしい天の物語』というのが私たちの本のタイトルです。実際、私たちには語るべき物語があります。もしそれを適切に伝えることができれば、それは計り知れない興味深さと絶妙な美しさを持つものとなるでしょう。その物語は、自然界の壮大な現象や人類の天才的な業績への思索へと導いてくれます。

私たちの空を彩るこれらの輝かしい天体について何かを知ろうとする人が当然抱くであろう質問をいくつか挙げてみましょう。太陽とは何か――どれほど熱く、どれほど大きく、どれほど遠いのか？その熱はどこから来るのか？月とは何か？その表面はどのような様子なのか？私たちの衛星はどのように動いているのか？地球とはどのような関係にあるのか？惑星たちは私たちが住む地球のような球体なのか？それらはどれほど大きく、どれほど遠くにあるのか？木星の衛星や土星の環について私たちは何を知っているのか？天王星はどのようにして発見されたのか？海王星が発見されるに至った知的な成果とは何だったのか？そして、私たちの太陽系の他の天体について言えば、謎めいた天体である彗星についてはどうでしょうか？一見気まぐれに見える彗星の運動法則を解明できるのでしょうか？彗星の本質や、しばしば見られる奇妙な尾について私たちは何か知っているのでしょうか？頻繁に私たちの大気圏に突入して華やかな軌跡を残して消えていく流れ星については何が言えるでしょうか？古来から知られている明るい星々からなる星座や、望遠鏡によって見つかる多数の小さな星々についてはどうでしょうか？これら無数の星々が実際には壮大な太陽であり、計り知れない宇宙の深淵に沈んでいるというのは本当なのでしょうか？色のある星、変光星、二重星、多重星、動いているように見える星、静止しているように見える星といった、さまざまな種類の星々については何が言えるでしょうか？また、壮大な星団といった輝かしい天体についてはどうでしょうか？天の川銀河については？最後に、望遠鏡によって見つかる、計り知れない距離に位置する素晴らしい星雲については、私たちは何を学ぶことができるのでしょうか？これらが、天の神秘について考えるときに浮かんでくるいくつかの質問です。

天文学の歴史は、ある意味では他の多くの歴史と全く同じです。その最も初期の部分は完全に、そして取り返しのつかない形で失われています。星々はすでに研究されており、いくつかの偉大な天文学的発見もなされていました。

我々の最も古い歴史記録が及ぶ時代よりもはるか昔のことである。例えば、太陽の見かけ上の動きを観察したり、惑星と恒星を区別したりすることも、いずれも先史時代の発見に分類される。また、これらの成果がごく当たり前の事柄に関連するものだったと言うわけでもない。自然の偉大な真理に幼い頃から親しんできた現代人にとっては、古代の天文学は非常に初歩的に思えるかもしれないが、科学がまだ未熟だった時代に、私たちが挙げたような発見を成し遂げた人々は、きっと賢明な哲学者たちだったのである。

天文学のあらゆる現象の中で、最初にして最も明白なのは太陽の出没である。人類の知性が誕生した当初、この日々繰り返される現象は、日常生活の動物的な不安から脱却した思考を持つ人々の注意を引く最初の問題の一つとなったに違いない。太陽は西に沈んで消え、翌朝には東に昇り、空を横切って再び西に沈む。同じ光景が毎日繰り返される。私たちにとっては、毎日現れる太陽が同じ太陽であることは明らかだが、自分の感覚によれば地球は果てしなく広がる平らな平原であり、居住地の周囲は四方八方に広大な砂漠や果てしない海が広がっていると考えていた人にとっては、これは理にかなっていないように思えた。西の果てしない距離の海に沈んだ同じ太陽が、翌朝には同じくらい遠い東の場所に再び現れるなど、どうして可能だろうか？古代の神話では、太陽が日没時に西の海に沈んだ後（イベリア人や他の古代民族は、輝く太陽が海に沈む際の水の音が聞こえるとさえ想像していた）、ヴルカンに捕らえられて金色の杯の中に入れられるとされていた。この不思議な乗り物は、驚くべき積荷を載せて北方向に進み、翌朝の日の出までに再び東に到達するのである。古代の初期の物理学者たちは、何らかの方法で太陽が夜間に北方地域を越えて運ばれ、その旅の間は高い山々が太陽光を遮っているために暗闇が生じるのだと信じていた。

時が経つにつれて、夜間に太陽が実際には固い大地の下を移動していると考える方がより合理的だと思われるようになった。また、初期の天文学者たちは固定星を識別する方法も学んでいた。太陽と同様に、これらの星の多くも日々の動きに伴って昇ったり沈んだりすることが観察され、月も明らかに同じ法則に従っていた。そこで哲学者たちは、さまざまな天体が実際に固い大地の下を通過しているのだと説いた。

天界のすべてのものがこのような動きをすると認めることによって、宇宙の構造を理解する上で重要な一歩が確実に踏み出された。地球が無限に広がる平面であるはずがないことは明らかだった。また、私たちの足元の地下にも有限の深さがあるはずだということも明らかだった。さらに、地球の形がどのようなものであれ、少なくとも他のすべての天体から切り離された存在であり、目に見える支えなしに宇宙空間に浮かんでいるのだということも確実になった。この発見が初めて公表されたとき、それは非常に驚くべき真実に思えたに違いない。私たちが立っている固い大地が何ものにも支えられていないという事実を受け入れるのは非常に難しかったのだ！何がそれを落下から守るのか？マホメットの伝説的な棺のような具体的な支えがなくて、どうやってそれを支えることができるのか？しかし、この教義を受け入れるのが難しくても、やがてその必然的な真実性が認められ、天文学という学問が誕生した。季節の変化や種まき時期と収穫時期の繰り返しは、最も古い時代から太陽の位置の変化と関連付けられてきたに違いない。夏の正午には太陽は天高く昇り、冬には常に低い位置にある。したがって、太陽は毎年天界を上下に移動するだけでなく、昇ったり沈んだりする日々の動きもするのだ。しかし、太陽の位置にはもう一つの変化があり、それはそれほど明らかではないが、哲学的な思索の習慣と組み合わせて注意深く観察すれば依然として検出することが可能だ。最も初期の星の観測者たちであっても、夜間に見える星座が一年の季節によって変わることに気づかなかったはずがない。例えば、冬の夜には非常によく見えるオリオン座も、春になると姿を消してしまうのだ。

夏の空では、かつて太陽がいた場所には全く異なる星々の群れが現れる。他の星座についても同様のことが言える。このように、一年の各季節は夜間に目立つ天体によって特徴づけられるのである。実際、古代においては、農業活動のサイクルを始める時期は、夕方の星座の位置によって示されることもあった。

これらの事実を考察することで、初期の天文学者たちは太陽の見かけ上の年間運動を証明することができた。季節に伴う星座の変化を合理的に説明するには、太陽の位置が変わり、一年の間に天球を一周すると仮定するしかなかった。この太陽の運動は、日没後に西の空を見上げて星々を観察することによっても確認できる。季節が進むにつれて、毎晩星座が西の方へどんどん低く沈んでいき、やがて空の明るさのせいで見えなくなるのが分かる。この消失は、太陽が絶えず西から上昇して星々に追いついていくように見えるという仮定によって説明される。もちろん、この運動は、すべての天体が経験する通常の昼夜の出没と混同されるべきではない。私たちの恒星は、共通の運動の影響を受けるだけでなく、反対方向にゆっくりと独立した運動もしているのである。そのため、今日太陽と星が同時に沈んでも、明日になると太陽は少し東に移動しているので、その星は太陽より数分早く沈むことになるのだ。[1]

初期の天文学者たちの忍耐強い観測によって、太陽が天球を通過する軌道が明らかになり、星々や星座の間を周回する際、太陽は常に同じ軌道をたどることが分かった。これが黄道であり、それが通過する星座들は天球を囲む帯として黄道帯を形成している。古代では、太陽の長い旅の段階を容易に示すために、黄道帯は12等分され、「宮」と呼ばれた。1年の期間、つまり太陽が天球を一周するのに必要な時間は、どうやら

それは、名前が知られていない天文学者たちによって初めて明らかにされたのである。
古代の東洋の幾何学者たちの技術の高さは、黄道が天の赤道に対してどの位置にあるかを正確に測定したことや、天球上のこれら二つの重要な円周間の角度を正確に測定できたことからも明らかである。

月の動きの主な特徴もまた、歴史以前の遥か昔にすでに鋭敏に観察されていた。注意深く観察すれば、月が天空中で一定の位置に留まっていないという重要な事実がわかる。一晩のうちに月が西から東へと移動していく様子は、近くの星々との相対的な位置関係から把握することができる。実際、月の動きは太陽の年周期的な動きよりも先に発見された可能性が高い。なぜなら、それは単純な観察によって直ちに理解でき、特別な知的努力を要しないからだ。先史時代においても、月の公転周期は既に明らかにされており、月の満ち欠けも、太陽の光を受けた側が地球に向けられる角度の変化によって正しく説明されていた。

しかし、未知の古代から伝わってきた偉大な発見のリストは、まだまだ尽きていない。明るい月面が一時的に暗闇に包まれる月食という驚くべき現象や、太陽自体が部分的または完全に隠される日食というさらに壮大な光景に対しても、正確な説明が与えられていた。また、古代の天文学者たちは5つの遊星、すなわち惑星の動きも見抜いていた。彼らは水星、金星、火星、木星、土星の動きを追跡し、これらの惑星が示す様々な配置を畏敬の念を持って観察した。太陽、そしてある程度は月も日常生活と密接に関連していたように、これらの初期の研究者たちの想像の中では、惑星の動きは人間の幸不幸と結びついているものと考えられていた。やがて、一見気まぐれに見える惑星の動きにも何らかの規則性があることが認識されるようになった。

彼らは一定の法則に従っていたのである。幾何学の発展は天文学の研究と歩調を合わせて進み、暗黒の先史時代から歴史時代へと移行するにつれて、天体の現象に関する理論がすでにある程度の一貫性を持っていたことがわかる。

プトレマイオスはピタゴラス、プラトン、アリストテレスに続き、地球が球形であることを認め、今日私たちが用いるのと同じ論拠によってそれを証明した。また、この巨大な球体が宇宙空間においてどのように孤立しているかも見出した。彼は天体の日周運動は地球の自転によって説明できると認めたが、残念ながらこの見解を意図的に拒絶する理由を述べている。彼によれば、地球は固定された物体であり、軸周りの回転も宇宙空間内での移動もせず、彼が宇宙の中心と考える場所で常に静止しているのである。プトレマイオスの理論によれば、太陽と月は中心となる地球の周りを円形の軌道で動いている。惑星の動きについては、惑星が時に前進し時に後退するという事実を説明する必要があったため、より複雑だと考えられていた。古代の幾何学者たちは、円形の回転以外の動きは天体にはあり得ないと信じており、そのため各惑星が、その中心点が地球の周りを別の円を描くような円形軌道で回転しているという仕組みが考案された。

プトレマイオスの学説が、天体の体系における地球の重要性を過度に評価したものであることは今では知られているが、それでも天体の見かけ上の動きをかなり高い精度で説明できる点は認めざるを得ない。この理論は、西暦2世紀に書かれ、「アルマゲスト」として知られる偉大な著作に記述されており、14世紀にわたってあらゆる天文学上の問題に関する最終的な権威と見なされていた。

これが中世に支配的だった天文学の体系であり、コロンブスによる新大陸の発見とほぼ同時期に初めて信頼を失ったのである。天体の真の配置とは

その後、コペルニクスは生涯を費やして書き上げた偉大な著作の中で太陽系について詳しく説明した。彼の研究によって確立された第一の原理は、天体の日周運動は地球が自転することに起因するというものであった。コペルニクスは実際の運動と見かけ上の運動との根本的な違いを指摘し、太陽や星々が毎日昇ったり沈んだりする現象は、プトレマイオスのような複雑な仮定によって説明するのと同じくらい、地球が自転しているという仮定によっても十分に説明できることを証明した。さらに彼は、プトレマイオスの仮定では星々にほぼ無限大の速度が必要となるため、宇宙全体が地球の周りを回っているという考えは明らかに馬鹿げていると示した。コペルニクスに不滅の名声をもたらした第二の重要な原理は、地球の宇宙における真の位置を明らかにしたものである。コペルニクスは、すべての惑星が回転する中心を地球から太陽へと移し、私たちの地球は金星と火星の軌道の間を進む単なる惑星に過ぎず、他のすべての惑星と同様に太陽の支配下にあるというやや屈辱的な事実を明らかにした。

この偉大な革命によって、私たちが偶然その惑星に住んでいるという事実から生じた、地球の重要性に関する歪んだ見解が天文学から一掃された。コペルニクスの業績の後まもなく、望遠鏡が発明され、それによって現代の天文学が誕生した。この重要なテーマについては、本書の第1章で詳しく論じる。

図版II
典型的な太陽黒点
（ラングリーによる）

第1章　天文台
初期の天文観測――ティコ・ブラーエの天文台――目の代わりとなるもの――暗い天体の観測――望遠鏡――対物レンズ――大型望遠鏡の利点――赤道儀――天文台――望遠鏡の性能――反射望遠鏡――パーソンズタウンにあるロス卿の巨大な反射望遠鏡――この強力な望遠鏡の使い方――精密な測定器具――子午線円――蜘蛛線――望遠鏡の正確な指向の難しさ――観測時に必要な注意事項――理想的な器具と実用的な器具――誤差の排除――グリニッジ天文台――天文器具としての普通の双眼鏡――大熊座――星座内の星の数え方――観測者になる方法

天文台の最も初期の形態については、天文学自体の最も初期の発見と同様にほとんど知られていない。おそらく、天体の観測に機器を用いた最初の例は、正午時に太陽が投げる柱の影の長さを測定するという単純な操作だったのであろう。この影の長さの変化によって、原始的な天文学者たちは太陽の見かけ上の動きを調べることができた。しかし、非常に古い時代からすでに、十分な精度を持ち、天文学の知識を深めるのに役立つ特別な天文器具が使用されており、その設計者たちは相当な工夫を凝らしていた。

ニューコム教授[2]は次のように書いている。「その先駆者はティコ・ブラーエであり、彼はコペルニクスが亡くなって3年後の1546年に生まれた。彼が初めて天文学の研究に興味を持ったのは、1560年8月21日に起きた日食の際で、ヨーロッパの一部地域では完全な日食となった。このような現象が予測できることに驚いた彼は、その予測を可能にした観測法や計算法の研究に専念した。1576年、デンマーク王は有名なウラニボルグ天文台を建設し、ティコはそこで20年間にわたって熱心に研究に没頭した。」

当時で最も優れた器具を用いて天体の位置を観測したのである。これは望遠鏡が発明される直前のことであり、天文学者はその強力な道具を利用することができなかった。その結果、彼の観測結果は後世になって行われたより正確な観測結果に取って代わられ、それらの重要性や名声は、ケプラーが有名な惑星運動の法則を発見する手掛かりを得られたからに他ならない。

ガリレオが空に向けて望遠鏡を向けたことは、天体研究に大きな推進力を与えた。この非凡な人物は、この偉大な発明との関連だけでなく、天文学のより抽象的な分野における業績によっても天文学史において重要な存在となっている。彼は1564年にピサで生まれ、1609年には天体観測用として最初の望遠鏡が作られた。ガリレオは1642年に亡くなり、その同年にニュートンが生まれた。天文学がその最も見事な例となっている力学という科学の基礎をしっかりと築いたのもガリレオであり、コペルニクスの教えを広めたことで異端審問所の怒りを買ったのも彼であった。

人間の目の構造、特に瞳孔の精巧な適応機能は、望遠鏡の原理を理解するのに適した例となっている。物体を見るためには、その物体からの光が目の中に入る必要がある。光が入ってくる入口が瞳孔である。昼間、光が強いときには、虹彩が瞳孔の大きさを小さくし、過剰な光が入るのを防ぐ。夜間や光が少ないときには、目はできるだけ多くの光を取り込む必要がある。そうすると瞳孔が拡大し、瞳孔が大きくなるにつれてより多くの光が入ってくる。こうして網膜上の像の照度は、視覚の要求に応じて効果的に調節されるのである。

星は弱い光線を私たちに送り届け、その光線から像が形成される。しかし、どんなに瞳孔を大きく開けても、像が視覚を刺激するのに十分な明るさにならない場合もある。ここで望遠鏡が役立つ。それは一筋の光束としてすべての光線を捉えるのである。

元の光線の大きさは、瞳を通って入るにはあまりにも大きすぎた。レンズの働きによって、これらの光線が細くなり、小さな開口部を通過できるようになる。こうして網膜上の像の明るさが高まるのだ。その明るさは、望遠鏡の大きなレンズを使って同じ物体から集められる光の量にほぼ匹敵する。

天文台では、全く性質の異なる2種類の望遠鏡が使用されている。よく知られているのは屈折望遠鏡で、ここでは光線を集光するために屈折作用が利用される。屈折望遠鏡の構造は図1に示されている。星からの光線は望遠鏡の先端にある対物レンズに当たり、そこを通過する際に収束する光束に屈折され、すべての光線が焦点で交わる。そこから再び発散した光線は接眼レンズに当たり、平行な光束に戻される。対物レンズに当たっていた大きな円筒状の光束は、このようにして瞳を通過できるほど小さなものに集光される。ただし、光の複合的な性質から、ここに示されている単純なレンズよりもより複雑な構造の対物レンズが必要である。屈折望遠鏡では、フリントガラス製のレンズ1つとクラウンガラス製のレンズ1つから成るアクロマート組み合わせを用い、両者を極めて慎重に調整する必要がある。

図1．—屈折望遠鏡の原理。

図2—ダブリン近郊のダンシンク天文台にある南赤道ドーム。

図3――ダンシンク天文台のドームの断面図
中程度の大きさの望遠鏡を設置するために設計された天文台の様子が、隣の図に示されている。最初の図（図2）は、ダンシンク天文台に設置された赤道儀用のドームであり、その対物レンズは故ジェームズ・サウス卿によってダブリンのトリニティ・カレッジの理事会に寄贈されたものである。建物の主要部分は円筒形の壁で、その上に半球形の屋根が乗っている。この屋根にはシャッターがあり、開けることで内部にある望遠鏡が空を観測できるようになる。ドームは回転可能で、対象天体が位置する空の方向に開口部を向けることができる。次の図（図3）はドームの断面図で、ドームを回転させるための機構や望遠鏡自体が示されている。観測者の目は接眼レンズの位置にあり、彼はハンドルを回して望遠鏡をゆっくりと動かし、観測したい天体に正確に合わせているところが描かれている。2つのレンズは一緒に

この望遠鏡の対物レンズの直径は12インチであり、望遠鏡の性能は主にこれらのレンズがどれほど正確に作られているかに依存する。接眼レンズは比較的単純な構造で、1つまたは2つの小さなレンズから成っているだけである。必要とされる倍率に応じて、さまざまな接眼レンズを使用することができる。天文学の多くの目的においては、高倍率は必ずしも望ましくない。また、倍率を上げすぎると利点が得られない限界も存在する。対物レンズは星から一定量の光しか集めることができず、倍率が高すぎると、この限られた量の光があまりに広い面積に薄く分散してしまい、結果として満足のいく画像が得られない。大気の不安定さもまた、画像を効果的に拡大できる範囲をさらに制限する。なぜなら、倍率が上がるごとに大気の乱れも同程度に増大するからである。

ここに示されている方法で設置された望遠鏡を赤道儀と呼ぶ。この特別な支持方式の利点は、望遠鏡を簡単に動かして、空を移動する星を追尾できる点にある。望遠鏡の必要な動きは、重りによって駆動される時計装置によって行われるため、一度正しく向けておけば、星は観測者の視野内に留まり、日周運動による影響は相殺される。この分野における最新の改良としては、天文台の標準時計から望遠鏡の動きを制御する電気装置の導入がある。

図4－シカゴのイェルクス天文台にある望遠鏡。
（『天体物理学雑誌』第6巻第1号より）
屈折望遠鏡の性能というものは――この用語に何らかの明確な意味がある限りにおいて――その対物レンズの直径によって測定される。実際、どの文明国が最も大きな屈折望遠鏡を持つかをめぐって、各国間で激しい競争が繰り広げられてきた。実際に完成した優れた望遠鏡の中には、1881年にダブリン出身のハワード・グラブ卿によってウィーンの壮麗な天文台に設置されたものもある。その対物レンズの直径が2フィート3インチであることから、その大きさを推測することができる。これほど巨大な望遠鏡を使用する際に生じる不便を軽減するため、多くの巧妙な工夫がなされている。その中でも特に注目すべきは、望遠鏡に取り付けられた目盛り付きの円環を観測者が見ることができるようにする方法である。これらの円環は、必然的に観測者が立つ眼鏡部分から離れた場所に位置している。しかし、微細な刻印や数字は、小型の補助望遠鏡を使えば遠距離からでも容易に読み取ることができ、この補助望遠鏡は適切な反射鏡を通じて円環からの光線を観測者の目へと導くのである。

マサチューセッツ州ボストンのケンブリッジポートにあるアルヴァン・クラーク社によって、極めて精巧な屈折望遠鏡が数多く製造されている。彼らの最も有名な望遠鏡の一つが、現在カリフォルニア州のハミルトン山で使用されている大型のリック屈折望遠鏡である。この望遠鏡の対物レンズの直径は36インチで、焦点距離は56フィート2インチである。最近では、同社はシカゴ大学のイェルクス天文台向けに口径40インチの屈折望遠鏡の製作にも力を入れている。長さ75フィートもあるこの望遠鏡は、直径90フィートの回転ドームの下に設置されており、観測者が非常に大きなはしごを使わずに眼鏡部分に届くように、部屋の床は電動モーターによって22フィート分上下に調整可能である。これは図4に示されており、イェルクス天文台の南側正面は図6に示されている。

図5—ハーシェルの屈折望遠鏡の原理。

図6．—シカゴのイェルクス天文台の南側正面。
（『天体物理学雑誌』第6巻第1号より）

図7－ロス卿の望遠鏡

ここ数年間で、グリニッジ王立天文台の観測機器には、H・グラブ卿によって2台の優れた望遠鏡が追加されました。そのうち1台は、28インチの対物レンズを備えており、もともとはG・エアリー卿がより小さな望遠鏡用に製作した架台の上に設置されています。もう1台はヘンリー・トンプソン卿から寄贈されたもので、口径は26インチで、写真撮影用に改良されています。

屈折望遠鏡の大きさには、対物レンズの素材による制限があります。光学ガラスメーカーたちは、望遠鏡に適したほど純度が高く均一性のある大きな円盤状の光学ガラスを製造しようとする際、特に大きな困難に直面しているようです。円盤のサイズが大きくなるほどこれらの困難は増し、その結果コストもはるかに急速な割合で上昇する傾向にあります。参考までに、リック望遠鏡の対物レンズの購入価格は1万ポンドを超えていました。

しかし、先ほど述べたような困難が生じない、望遠鏡を製造する別の方法も存在する。最も単純な形態の反射望遠鏡の原理は図5に示されており、これがいわゆるヘルシェル式の装置である。観測対象となる星からの光線は、丁寧に形状が整えられ高度に研磨された鏡に当たる。反射された光線は焦点に向かい、そこから発散して眼鏡に当たる。眼鏡によって光線は再び平行に戻され、目で見るのに適した状態になる。アイザック・ニュートン卿が、現在王立協会に所蔵されている小さな反射望遠鏡を製作したのも、基本的にはこの原理に基づくものであった（ただし、管の上端には二次的な平面鏡があり、光線を眼鏡が置かれている管の側面に対して直角に反射させている）。半世紀前には、故ロス伯爵によってパーソンズタウンでニュートン式の有名な望遠鏡が製造された。それは図7に示されている。この望遠鏡の巨大な開口部は、今日まで超えられておらず、実際、競合するものも存在しない。しばしば「スペクラム」と呼ばれるこの鏡は、銅2部と錫1部の混合物から成る厚い金属円盤である。この合金は非常に硬くてもろいため、必要な機械的加工を行うのが困難である。しかし、この材料は高い精度で研磨され、正確な形状を保つことができる。直径6フィート、重さ3トンもあるロスのスペクラムは、長さ55フィートの望遠鏡の下端に設置されている。この望遠鏡の管は、ビル城の芝生地帯にそびえる2つの巨大な城壁の間に吊るされている。この望遠鏡は、先ほど説明した赤道儀のように空のあらゆる方向に向けることはできない。大きな管は子午線に沿ってのみ高度を調整でき、子午線の東西にわずかに動かすことしかできない。しかし、パーソンズタウンの緯度で見えるすべての星や星雲（極に非常に近いものを除く）は、適切な時期に観測すれば、この巨大な望遠鏡で観察することができる。対象天体が子午線に達する前に、望遠鏡の高度を適切に調整する必要がある。必要な動力は、壁の北端にあるウィンチからチェーンを介して、管の上端付近の点へと伝達される。

この装置によって、望遠鏡を上げたり下げたりすることができ、巧妙なバランス装置によってどの高さでも同じように容易に動かすことができる。そして観測者は接眼レンズにアクセスできる観測室の一つに陣取り、適切な時が来ると星が図8――子午線円――の視野内に入ってくる。強力な機構がこの巨大な望遠鏡を駆動し、日周運動に対抗するため、観測者は測定を終えたり絵を描き終えるまで対象物を視界に保つことができる。

近年では、反射望遠鏡は一般的に、金属製の鏡面よりもはるかに多くの光を反射できる銀の薄膜でコーティングされたガラス製の鏡を使用して作られている。この種の大型反射望遠鏡の中には、それぞれ口径3フィート、5フィートのものがあり、コモン博士はこれらを用いて貴重な研究を行っている。

しかし、天文台での一般的な観測においては、巨大な望遠鏡が最も適していると考えてはならない。巨大な反射望遠鏡は、

または屈折望遠鏡は、特に暗い天体を観測する際に主に役立つ。見やすい天体の正確な測定が必要な場合には、より小型の望遠鏡の方が適している。天体に関する基本的な知見は、位置の正確な測定を可能にするよう特別に作られた、中程度の光学性能を持つ観測機器を用いて得られたものである。実際、天文学の初期段階では、望遠鏡を使わずとも天体の方向を示す装置を用いて重要な位置の決定が行われていた。

おそらく、現代の天文台で得られる最も貴重な測定結果は、子午圈と呼ばれる精密な装置によってもたらされるものだろう。天体の歴史を適切に説明する上では、天文学研究に不可欠なこの装置について何らかの言及を避けることは不可能である。そこでここでは、そのより簡単な形態の一つについて簡単に説明しよう。そのために図8に示されているパリ天文台所蔵の大型装置を例に取る。

この望遠鏡は、その中心部が長さに垂直な軸に取り付けられている。この軸の両端にあるピボットは固定された軸受の上で回転し、その結果望遠鏡の動きは完全に子午面内に限定される。望遠鏡の接眼レンズの内部には極めて細い垂直な繊維が張られている。観測者は月や星、惑星が視野に入ってくるのを見て、その天体が各線を通過する正確な時刻を秒の数分の1まで時計を使って記録する。軸に取り付けられた円環には度と度の細分化された単位が刻まれており、この円環が望遠鏡と共に動くことで、装置が向いている高度が示される。銀製の円環上に微細に刻まれたマークや数字を読み取るためには顕微鏡が必要である。これらの顕微鏡はスケッチに示されており、それぞれが装置の一端を支える壁の開口部に固定されている。反対側にはランプがあり、その光はピボットの穴を通って進み、そこから鏡によって巧みに屈折されて、焦点上の線々に必要な照明が供給される。

望遠鏡の視野に張られているように見えるその繊維については、少し説明が必要だ。この目的のためには、非常に細く、かつ十分に耐久性があり、ある程度弾力性もあり、重さもほとんどない材料が求められる。これらの条件をどんな金属線でも完全に満たすことはできないが、クモが紡ぐ美しい糸では見事に満たされている。この繊細な糸は巧みに望遠鏡の視野に張り巡らされ、適切な位置に固定される。このように優れた装置を使えば、現代の観測がいかに高精度で行われているかを理解することができる。望遠鏡を星に向けると、その星の像は微小な光点として現れる。その点が中央の2本の糸の交点と一致したとき、望遠鏡は正しく調整されているのだ。「調整された」という言葉を意図的に使うのは、ライフルを標的に向けて照準を合わせることと、望遠鏡を星に向けて照準を合わせることとの類似性を示したいからだ。通常の大きな靶心の代わりに、もし標的が時計の文字盤だけで構成されていると仮定してみよう。もちろん、通常の射程距離ではライフル手にはそれは見えないだろう。しかし、子午圈式の望遠鏡を使えば、1マイル離れた場所にあってもその時計の文字盤は見えるのだ。子午圈式の望遠鏡は、照準器として実に高い精度を持っており、観測者から1マイル離れた場所にある時計の文字盤上の60分刻みの点同士がなす角度以下の角度をなす2つの星それぞれに対しても別々に照準を合わせることができるのだ。

このように精密に装置を向ける能力だけでは、望遠鏡が正しく向けられた後にその星の位置を特定し記録するための仕組みと組み合わせなければほとんど役に立たない。位置を決定するための要素の1つは、天体時計によって得られる。天体時計は、天体が中央の垂直線を通過する瞬間を示してくれる。もう1つの要素は、天頂、つまり真上の点から星までの角度距離を読み取る目盛り付きの円によって与えられる。

我々の偉大な天文台には優れた子午線観測装置が設置されており、夜ごとに天文学の重要な真理の基礎となる測定が行われている。これらの装置は高度な技術をもって製造されているが、勤勉な天文学者にとっては、あらゆる可能性を考慮してその正確性を疑うことが義務である。巨大な筒は機械工学者が作り出しうる限り硬い構造を持っているかもしれないし、円周上の目盛りも最も完璧な分割機械によって刻まれているかもしれない。しかし、真面目な天文学者は単なる機械的精度だけでは満足しない。素人にとってはほとんど無限の正確さを持つ驚くべき作品のように見えるその子午線円も、実際にそれを使用する天文学者にとっては全く異なる視点で見られるのである。その子午線円を作った職人の技術や、装置に完璧さを与える美しい照明・読み取り装置の巧妙さを、彼以上に深く理解できる者はいない。しかし、天文学者は自分が使っている実際の装置の美しさを認めつつも、常に心の中には絶対的な完璧さを持つ理想的な装置の姿を思い描いており、実際の子午線円はその理想に近づいただけのものに過ぎない。

理想的な装置と比較すれば、最も精巧な子午線円でさえも欠陥の集まりに過ぎない。理想的な筒は完全に硬いのに対し、実際の筒は柔軟である。理想的な円周上の目盛りは完全に均一だが、実際の目盛りは均一ではない。理想的な装置は完璧な円、完璧な直線、完璧な直角を幾何学的に体現したものだが、実際の装置では近似値の円、近似値の直線、近似値の直角しか示せない。おそらくクモの作業の中では蜘蛛の巣の部分が全体的に最も優れているだろう。張られた巣は完璧な直線に最も近い機械的構造を提供してくれる。しかし、私たちは美しい糸を完全に均一に張ることができず、また視野内で2本の糸を直角に合わせようとしても正確に90度の角度を得ることはできない。これによってクモの仕事が損なわれてしまうのである。

子午線観測者が直面する困難は、単に装置のせいだけではない。彼は自身の欠点とも戦わなければならないのである。

予期せぬ個人的な特性を考慮するために、しばしばそうする必要がある。大気が引き起こす問題はよく知られている。また、自分の測定器具の精度が低下していることから、たとえ固い大地であっても信頼できないことがわかる。実際、固い地面が揺らぐ地震というのは、一年中毎晩、測定器具の微妙な調整を乱す、絶え間ない小さな地殻変動の中でも特に目立つ例に過ぎないのだ。

こうした誤差の存在が認識されると、最初の大きな一歩が踏み出される。天文学者と数学者が協力し合うことで、実際の子午線円と理想的に完璧な測定器具との間の差異を測定することが可能になる。これができれば、その不規則性が観測結果に与える影響を推定でき、最終的には観測結果から含まれている大きな誤差を取り除くことができる。こうして得られる結果は数学的に完全に正確ではないものの、絶対的に硬い大地の上に立ち、大気の影響を受けずに天体を観測する、理想的な測定器具を使った完璧な観測者が得る結果に近い近似値となる。

既に述べたような器具に加えて、天文学者たちは天体の動きを追跡するための他の手段も持っている。過去15年間で、写真技術は実用天文学において重要な役割を果たし始めている。この素晴らしい技術を利用すれば、最も熟練した製図家が鉛筆で描くよりも忠実な画像で、天界の多くの天体を表現することができる。また、調査したい天域の地図を作成するのにも写真技術は役立つ。同じ天域の写真を時々撮影し、それらを比較することで、その間にどの星が動いたかを判断することができる。この動きの量や方向は、写真フィルムを置く精密な測定装置を用いて把握することができる。

天体写真を撮影するために屈折式望遠鏡を使用する場合、対物レンズはこの目的のために特別に設計されなければならない。用意された感光板に像を結ぶ光線は、人間の網膜上に像を形成する際に関与する光線とは正確には同じではない。しかし反射鏡は、化学的に活性な光線であれ単なる視覚的な光線であれ、すべての光線を同一の焦点に集める。したがって、同じ反射式装置を使って天体を観測したり、観測者の目の代わりに用いられる感光板に写真を撮影したりすることができる。

長望遠鏡では捉えられないような広範囲の空域の印象的な写真を得るために、簡易なポートレートカメラが有効に利用されている。しかし正確な測定を行う目的においては、長望遠鏡で撮影された写真の方が比較にならないほど優れている。

言うまでもなく、どのような写真機であれ、地球の自転によって生じる星々の見かけ上の日周運動を相殺するために、精密に調整された時計装置によって駆動されなければならない。そうでなければ写真は台無しになってしまう。まるで露出中に被写体がじっとしていなければポートレートが台無しになるのと同じだ。

イギリスの天文台の中では、もちろんグリニッジ王立天文台が最も有名である。世界中の同種の施設の中でも、数世代にわたって継続的に研究が行われている点で特に注目に値する。グリニッジ天文台は天文学と航海術の発展を促進するために1675年に設立され、当初から主要な恒星、太陽、月、惑星の位置をできるだけ正確に決定することを目的として観測が行われてきた。しかし近年では、この天文台の研究は大きく発展し、現在では科学の最新分野が熱心に研究されている。

グリニッジにある最大の赤道儀は、ハワード・グラブ卿によって製造されたもので、口径28インチ、長さ28フィートの屈折式望遠鏡です。同じ有名な工房が製造した優れた複合型観測機器も最近、我が国の天文台に追加されました。それは、写真撮影用に特別に製作された口径26インチの大きな屈折式望遠鏡（ヘンリー・トンプソン卿から寄贈）と、コモン博士の技術によって作られた直径30インチの反射式望遠鏡から構成されています。毎年発行される膨大な量の報告書は、王立天文学者および彼の多くの助手たちが、手元にある優れた観測機器をどれほど熱心に利用しているかを物語っています。

この国ではほとんど見ることのできない天球の南側の領域は、南半球の様々な天文台で観測されています。その中でも最も優れているのがケープ・オブ・グッド・ホープにある王立天文台で、そこには一流の観測機器が備えられています。例えば、M’Clean氏から寄贈された大型の写真用望遠鏡などがあります。ケープ天文台の所長であるギル博士による数多くの研究によって、天文学は大いに発展しました。

図9－大熊座

しかし、望遠鏡がもたらす利点を把握するために、そんな高価な装置を使う必要はない。天文学の研究を始めるのに最適な装置は、実は手軽に手に入る。それが船長が船上で使う有名な双眼鏡だ。もしそれが手に入らない場合でも、普通の望遠鏡でもほぼ同じ効果が得られる。確かにこれらは望遠鏡ほど強力ではないが、いくつかの利点がある。望遠鏡は一般的に視野が非常に狭いのに対し、望遠鏡を使えば一目で広範囲の空域を観察することができる。

観測者が望遠鏡を手に入れて天文学の研究を始めようとすると仮定しよう。最初のステップは、図9に示されている7つの星からなる目立つ星群を知ることだ。この星群は「プラウ」や「チャールズの馬車」と呼ばれることもあるが、天文学者たちはこれを大熊座の一部と見なしている。この星座には多くの興味深い特徴があり、初心者はできるだけ早く、この星群を構成する7つの星を識別できるようになるべきだ。その中でも、熊の頭部にあるαとβという2つの星は一般に「指標星」と呼ばれる。これらは特に役立つ。なぜなら、全天で最も重要な星である「北極星」へ目を導くために使われるからだ。

大熊座の中で、α、β、γ、δの星が角となっている、ある種の長方形を形成している領域に注意を向けよう。次の晴れた夜に、その長方形の中に何個の星が見えるか数えてみよう。月がない非常に晴れた夜であれば、視力の良さによっては12個ほど、あるいはそれ以上の星が見えるかもしれない。しかし、望遠鏡を同じ星座の領域に向けると、驚くべき光景が目の前に現れる。今度は100個もの星が容易に見えるのだ。

しかし、望遠鏡でもこの領域の星々をすべて見ることはできない。優れた望遠鏡であれば、弱い光学機器では見えないほど暗い何百個もの星が見える。望遠鏡が大きければ大きいほど、見える星の数も増えていくのだ。

巨大な望遠鏡を使えば、その数は数千という単位でしか表せないだろう。

私たちが大熊座を選んだのは、他のどの星座よりも広く知られているからだ。しかし大熊座にも特別に多くの星があるわけではない。星の数を正確に数えることは、今のところ誰にもできていないが、様々な推定値が出されている。私たちの大型望遠鏡なら、少なくとも50,000,000個の星を見ることができるだろう。

直径3インチ以上の対物レンズを備えた優れた屈折望遠鏡を使う学生なら、素晴らしい夜々を楽しく過ごすことができるだろう。ウェブが著した『一般用望遠鏡のための天体』という優れた手引書があれば、彼の観測活動の興味はさらに高まるだろう。

第II章　太陽

太陽の巨大な大きさ――溶融した白金よりも高温――地球の熱源は太陽か？――太陽までの距離は92,900,000マイル――この距離の大きさをどう理解するか――昼と夜――光る天体と光らない天体――太陽と恒星の違い――太陽もまた恒星である――太陽の粒状の外観――太陽の黒点――黒点の形の変化――フアクラエ――太陽の自転――典型的な太陽黒点の様子――太陽黒点の周期性――太陽黒点と地磁気の関連――スペクトル分析の原理――太陽に含まれる物質――黒点のスペクトル――太陽を取り巻くプロミネンス――太陽の皆既日食――プロミネンスの大きさと動き――それらと黒点の関係――太陽上の動きの分光学的測定――太陽を取り巻くコロナ――太陽の構造。

私たちを取り巻く天体を調べるにあたり、当然ながらまず第一に注目すべきは、比類のない太陽です。その素晴らしい輝きによって、太陽は他のあらゆる天体よりも優れているのです。

この光源の大きさは、その重要性に見合ったものです。天文学者たちは正確な数値を算出するという困難な課題を成し遂げましたが、その数値はあまりにも巨大で、実感しにくいものです。太陽の直径、つまり中心を通って一方からもう一方へと伸びる軸の長さは866,000マイルです。しかし、この数字だけではその巨大さを十分に伝えることはできません。もし太陽の周りに鉄道を敷き、時速60マイルで走る急行列車に乗って出発したとしても、昼夜を問わず5年間休むことなく旅を続けなければならないでしょう。

太陽を地球と比較すると、この光源の巨大さはさらに際立ちます。もし太陽を100万個の部分に分けたとしたら、その各部分の大きさは地球の大きさを大幅に上回るでしょう。図10には、SとEと記された大きな円と非常に小さな円が示されています。

それぞれです。これらの円は、二つの天体の大きさを比較したものです。
しかし、太陽の質量が地球の質量を同じ割合で上回るわけではありません。もし太陽を巨大な天秤の一方の皿に置き、地球と同じ重さの30万個の天体をもう一方の皿に置けば、太陽の方が天秤を傾けるでしょう。

太陽の温度は、私たちが化学実験室や冶金所で人工的に作り出すどんな温度をもはるかに上回っています。白金線に電流を流すことができます。その線はまず真っ赤に熱くなり、図10－地球と太陽の大きさの比較、次に真っ白に熱くなり、やがて眩しいほどの輝きを放ちながら溶けて切れてしまいます。最も精巧な炉を使っても、溶融する白金線の温度を超えることはほとんど不可能ですが、それでも太陽の温度には達しません。

しかし、一般的な経験則と、先ほど説明したように太陽が極めて高い温度を持っているという主張との間には、明らかな矛盾があることは認めざるを得ません。「もし太陽が高温だとしたら」と言われています、「それに近づけば近づくほど熱く感じるはずだ。しかし実際にはそうではないようだ」

場合によっては、高い山の頂上では太陽に近いはずですが、実際にはそこの方が谷底よりもずっと寒いことは誰もが知っています。もし山がモンブランほど高ければ、海抜面にいる時よりも確実に2、3マイルほど太陽に近くなります。しかし、それにもかかわらず暖かさが増すどころか、永遠の雪に見舞われるのです。この難しさを少しでも軽減するために、簡単な例を挙げてみましょう。晴れた日の温室の中では、外よりも気温がはるかに高くなります。ガラスは熱い太陽光を中に入れてくれますが、同じように自由に外に出すことは許しません。その結果、温度が上昇するのです。この観点から見ると、地球も温室に例えられます。ただし、ガラスの板の代わりに、私たちの地球は巨大な空気層に覆われているのです。地球の表面にいる私たちは、まるで温室の中にいるかのようで、大気の存在によって恩恵を受けています。しかし、非常に高い山に登ると、徐々にその保護層を通過していき、その結果寒さに苦しむのです。もし地球に空気層がなかったら、山の頂上だけでなく、大陸全体にも永遠の霜が降り続くことになるでしょう。

実際、太陽から地球までの距離は約92,900,000マイルです。しかし、単に数字を列挙するだけでは、その実際の規模を正しく理解することはできません。100万を数え上げるのに3日3夜かかりますが、地球と太陽の間の全距離を数え上げるには、これを約93回繰り返さなければなりません。

毎晩、澄んだ夜空には無数の星々が散らばって見えます。明るい星もあれば、暗い星もあり、また特徴的な形を成して集まっている星もあります。この多数の輝く点々について、今、重要な疑問を投げかけなければなりません。それらは太陽のように自らの光で輝く天体なのでしょうか、それとも月のように他から得た光でしか輝かないのでしょうか？答えは簡単です。そのほとんどは自らの光で輝き、それらこそが本来「星」と呼ばれるものです。

もし太陽や本来の意味での星々が、すべて自発光する輝かしい天体だとしたら、その大きな違いとは何でしょうか。

太陽と星々の間にはどのような違いがあるのか？もちろん、比類のない輝きを持つ太陽と、かすかに光る星々との間には大きな違いがある。しかし、この違いだけでは、私たちの太陽が星々よりも本質的に優れた輝きを持っているとは限らない。実際、私たちはその温かさや光の恩恵を受けるために太陽の比較的近くに位置しているのに対し、最も近い星々でさえも私たちからは巨大な深淵によって隔てられているのだ。もし太陽が徐々に地球から遠ざかっていったら、その光は弱まっていき、私たちが星々から離れている距離と同じくらい宇宙の奥深くまで行ってしまった時には、太陽の輝きは完全に消え去ってしまうだろう。もはや太陽は、私たちがよく知っているあの壮大な球体としては見えなくなる。もはやそれは暖かさの源でも、夜の暗闇を払いのける光源でもなくなる。私たちの偉大な太陽は、毎晩見える多くの星々ほど明るくもない、取るに足らない星に成り下がってしまうのだ。

今、私たちが導かれる結論は実に重大だ。毎晩空を彩る無数の星々は、極めて重要な存在である。その星々の一つ一つが実際には巨大な太陽であり、私たちの太陽の輝きに匹敵し、多くの場合はそれを上回っているのだ。こうして私たちは、宇宙の広大さ、そしてその中を満たす無数の天体の尊厳と輝きについて、壮大な概念を得るのである。

また、この状況には有用な側面もある。これからは、私たちの太陽も単なる星に過ぎず、特別に重要な星ではないということを忘れてはならない。もし太陽や地球、そしてそこに含まれるすべてのものが消え去ったとしても、宇宙に与える影響は、ただ小さな星が光を失っただけに過ぎない。単なる星として見れば、太陽は宇宙という巨大な構造の中で取るに足らない存在に過ぎない。しかし、私たちが太陽を扱う際には、単なる星としてではなく考えなければならない。私たちにとって太陽が比較的近くにあるという事実が、他のすべての星々よりも計り知れないほどの重要性を与えているのだ。私たちは宇宙における太陽の真の位置を知るために、自分たちを太陽から離れた場所にいると想像してきたが、今こそ近づき、私たちにとっての太陽の極めて高い重要性にふさわしい注意を払おう。

肉眼では太陽は平らな円に見える。しかし、もし暗色のガラスを挿して目を保護するなど、適切な注意を払いながら望遠鏡で観察すれば、図11—9月22日に撮影された太陽、1870年—に示されているように、太陽は平らな表面ではなく、まさに輝く球体であることがわかる。

まず答えようとしなければならない最初の疑問は、この球体を構成している発光物質が固体なのか、もし固体でなければ液体なのか、それとも気体なのかということだ。一見すると太陽が流体であり得ないと思え、自然と何らかの白熱した物質からなる固体の球体だと想像されるかもしれない。しかし、これは正しくない。少なくとも太陽の表面部分に関しては、それが固体では断じてないことを示すことができるのだ。

中程度の大きさの望遠鏡によって得られる太陽の全体的な様子は、写真から取られた図11に見ることができる。

1870年9月22日にラザフォード氏がニューヨークで得たものである。この天体の表面が決して均一な質感や明るさを持っていないことは一目瞭然であり、むしろ粒状または斑点状と表現する方が適切だろう。このような外観は、やや明るさの低いガス層の中に浮かんでいる発光雲によるものである。言うまでもなく、これらの太陽雲は私たちが地球の大気中でよく知っている雲々とは全く異なっている。地球の雲はもちろん微細な水滴から形成されるが、太陽表面の雲は極めて高い温度にある1つ以上の化学元素の液滴から構成されているのである。

太陽表面の粒状の様子は、モーデンのヤンセン氏が過去20年間にわたって撮影に成功した素晴らしい大判写真によって見事に示されている。図12にそのうちの1枚を掲載する。発光点同士の隙間は灰色がかっており、全体の印象は（ヤング教授が指摘したように）、少し離れた距離から見た粗い描画用紙のようなものである。このような写真の表面には、解像度が不十分に思える場所がしばしば見られる。しかし、これらは一見しただけでは欠陥と思われるものではない。それらは写真フィルムの偶発的な不完全さや現像時の事故に起因するのではなく、明らかに太陽自体の何らかの原因によるものであり、その原因が何であるかを説明するのも難しくない。後ほど詳しく述べるように、太陽上の発光ガスが動く速度は極めて大きいに違いない。たとえ100分の1秒（これはこの写真の露光時間に相当する）という短い時間でも、太陽雲の動きは観測されるぼやけた様子を生み出すのに十分な大きさなのである。

図12－太陽表面の写真。（ヤンセン作）

太陽表面には不規則に散在する、黒点と呼ばれる小さな暗い物体が見られる。これらの黒点は大きさや数において大きく異なる。黒点が初めて観測されたのは17世紀初頭、望遠鏡が発明された直後のことである。その一般的な様子は図13に示されており、そこでは暗い中心核がより明るい周辺部や半影と鮮明な対比をなしている。図16では、粒状構造の間の隙間から新たに黒点が形成される様子が示されている。

これらの黒点を最初に観測した人々は、それらが太陽上を一緒に動いているように見えると指摘した。図14には、1627年3月にシャイナー神父が観測した2つの黒点の動きを示す貴重な図面が掲載されている。この図は3月2日から16日までの数日間にわたって黒点が取った連続した位置を示している。図13に示されている輪郭だけで表された点々は、天気が曇っていて観測ができなかった3月11日と13日の黒点の位置を示している。これらの物体は常に同じ方向、つまり太陽の東側縁から西側縁へと移動していることが分かっている。彼らは太陽表面を横切る旅を12日から13日で終え、その後もほぼ同じ期間見えなくなった後、再び東側縁に現れる。これらの初期の観測者たちは、自らの発見の真の意味を素早く理解した。彼らはこれらの単純な観測から、地球と同様に太陽もまた自転しており、しかも同じ方向に回っているという驚くべき事実を導き出した。しかし、これらの自転には重要な違いがあり、地球が1回転するのに24時間しかかからないのに対し、太陽ははるかにゆっくりとした自転を1回完了するのに約26日かかるのである。

図版III
太陽の黒点と光斑
（1861年9月20日にウォーレン・ド・ラ・ルー氏が撮影した写真より）

良好な大気条件のもと、かつ十分に大きな口径の望遠鏡を使って太陽の黒点を観察すると、太陽の構造に関する多くの重要な情報が含まれた興味深い詳細が見て取れる。黒点の半影は、しばしば黒点の中心に向かって伸びる糸状の構造で構成されており、核に接する内側の端の方が一般的に明るい。規則的に形成された黒点では、半影の輪郭は核の輪郭とほぼ同じ形をしているが、天文学者たちは非常に不規則な形状を持つ巨大な黒点を目の当たりにするとしばしば大いに興味を抱く。このような場合、太陽の明るい表面層（光球層と呼ばれる）はしばしば核にまで及び、暗い内部へと伸びる半島状の構造や、そこを横切る橋のような構造を形成する。これは、1873年12月23日から24日にかけてラングリー教授が観測した非常に不規則な黒点を描いた素晴らしい図（図版II）によく示されている。

黒点の詳細は絶えず変化しており、日によって、時には時間ごとにさえ変化が見られることがある。特に黒点の周辺で頻繁に観測される明るい筋や斑も同様である。これらの明るい痕跡は「ファキュラエ」（小さなたいまつ）と呼ばれている。太陽の縁付近では、表面からの光が中心部ほど強くないため、これらが最もはっきりと見える。縁付近での光の減少は、太陽の周囲にある吸収大気が厚いためであり、縁付近から発せられた光は私たちの方へ向かう途中でその大気を通過しなければならない。

太陽円盤上のいかなる痕跡も、太陽の恒久的な特徴とは言えない。これらのうちのいくつかは数週間続くこともある。実際、同じ黒点が何ヶ月も太陽面上に残ることも時折あった。しかし、ある程度の期間存在した後、太陽のある部分の痕跡は消え去り、一方で別の場所に同種の新しい痕跡が頻繁に現れる。これらの事実から導き出される結論は避けられない。それらは、太陽の可視表面が固体でも液体でもなく、私たちが見る限りでは気体状、すなわち蒸気状の物質で構成されていることを示している。

大きな黒点が2つ以上の独立した部分に分かれることもよくあり、これらが時速1000マイルにも達する速度で離れていくのが観測されたこともある。「非常に稀ではあるが、時々」（ここでは、私が頻繁に参考にしているヤング教授[4]の言葉を引用する）、「これらの現象に関連して、極めて驚くべき特徴を持つ別の現象が現れる。突然、非常に明るい斑が現れ、数分間だけ見え続け、その間は秒速100マイルもの速さで動くのである。」

「これらの出来事のうちの一つは有名な例となっている。それは1859年9月1日の午前中（グリニッジ時間）に起こり、カリントン氏とホッジソン氏という二人の著名で信頼性の高い観測者によって独立して目撃された。彼らの記述は『Monthly』誌に掲載されている。」

1859年11月号、王立天文学会会報。
当時、カリングトン氏はスクリーン上に映し出された太陽円盤の像を用いて、通常通り毎日、黒点の位置や形状、大きさを観測していた。それが図14であり、「シャイナーによる太陽黒点観測」である。
彼は、現在の太陽科学の基礎となっている8年間にわたる一連の観測を行っていた。一方、何マイルも離れた場所にいたホジソン氏は、太陽用接眼レンズおよび遮光ガラスを使って、太陽黒点の構造の詳細を描き記していた。
二人は同時に、新月のような形をした2つの発光体を目撃した。それぞれの長さは約8,000マイル、幅は約2,000マイルであり、その位置は……

そこには黒点が現れる。互いに約1万2千マイル離れている。これらの黒点は、巨大な太陽黒点の縁で突然姿を現し、光球面の周辺部分よりも少なくとも5、6倍もの眩しい明るさを放ち、その黒点の上を平行な線状に東へと移動していき、徐々に小さくなり暗くなっていった。そして約5分後には、ほぼ3万6千マイルに及ぶ距離を移動した後に消え去った。

太陽黒点は太陽表面のどこにでも均等に現れるわけではない。主に太陽赤道の両側、緯度10度から30度の間の2つの帯域（図15）に見られる。赤道上では、奇妙なことに、他の場所で黒点が少ない時期に近づくと黒点も少なくなる。高緯度地域では決して見られない。この黒点の分布特性と密接に関連しているのは、異なる緯度にある黒点が太陽の自転周期を同じ値で示さないという顕著な事実である。カリングトンは太陽赤道付近の黒点を観察し、それが25日2時間で1回の自転を完了することを発見した。緯度20度では周期は約25日18時間、30度では26日12時間以上であり、一方、緯度45度で観測される比較的少ない数の黒点は、1回の自転を完了するのに27日半かかる。

少なくとも外側の領域に限って言えば、太陽は固体ではなくガスの塊であるため、黒点が海の船のように時折独自の運動をするという仮定に何の不思議もない。しかし、我々が知っている事実からすると、地球の熱帯や温帯に相当する太陽の各帯域は、赤道から極地に向かって徐々に速度が低下しながら回転し続けているようだ。太陽の内部部分は、全体が厳密に結合した塊のようには回転していない可能性が高い。太陽の質量、少なくともその大部分は、固体とは全く異なり、そのため各部分はある程度独立した運動を行う自由があるのだ。太陽の内部部分がどのように回転しているのかを実際に見ることはできないが、ここでは力学の法則によってそれを理解することができる。

太陽の内部層は外部層よりも速く回転していると推測され、これによって黒点の動きの特徴の一部を説明することができる。しかし現時点では、黒点の分布や太陽の回転法則を説明する上で大きな困難があると認めざるを得ない。

1826年、ドイツの天文学者シュヴァーベは、太陽上に見える黒点の数を定期的に記録し始めた。17年間にわたって観測した結果、黒点の数は年ごとに変動しており、その変化には約10年の周期があることが明らかになった。その後の観測でもこの発見が裏付けられ、古い書籍や手稿からも過去の情報が徹底的に調べられた。こうして17世紀初頭からの太陽の黒点の状態に関する、ほぼ完全な記録がまとめられた。これにより天文学者たちは、最大値が繰り返し現れる周期をより正確に特定することができるようになった。

太陽黒点サイクルの一つの流れは次のように説明できる。2〜3年間は、平均よりも黒点の大きさも数も多くなる。その後黒点は減少し始め、最大値から約6〜7年後には最小値に達する。その後再び黒点の数が増え始め、約4年半で再び最大値に達する。このサイクルの長さは平均して約11年5週間だが、その長さや最大値の強度は多少変動する。例えば、1870年の夏に大規模な最大値が現れ、その後1879年には非常に低い最小値があり、1883年末には弱い最大値が現れた。次に1889年8月頃に平均的な最小値があり、その後1894年1月に最後の観測された最大値が現れた。11年周期の規則性に、60〜80年程度の別の周期が影響を与えている可能性も否定できない。1826年以前の太陽黒点の観測記録は問題を解決するには不十分すぎるため、今後何年にもわたって系統的な観測が行われる必要がある。

太陽表面における黒点の分布と、その周期性との間には興味深い関連性があるようだ。最小期が過ぎ去ろうとする頃、黒点は一般的に太陽の赤道から北または南に約30°の緯度付近で現れ始める。その後徐々に赤道に近い場所で出現し始め、出現頻度が最も高くなる時期には、ほとんどの黒点が16°を超えない緯度に現れる。この赤道からの距離は最小期になるまで次第に縮小していく。実際、黒点はさらに数年間、赤道のごく近くに留まり続け、新たな周期の始まりを告げる出現がより高緯度で起こるまでそうした状態が続く。

また、太陽黒点の現象と、純粋に地球上で起こる磁気現象との間に密接な関連性があることを示す特異な特徴も指摘しておかなければならない。もちろん、コンパスの針が正確に北を指すわけではなく、場所によって異なり、同じ場所でも一定でない角度だけ経線からずれていることはよく知られている。例えば、グリニッジでは現在、針は北から西に17°の方向を指しているが、この値は非常にゆっくりと段階的に変化するだけでなく、毎日ごくわずかに振動もしている。約50年前、バイエルン出身だがスコットランド人の天文学者であるラモントによって、この日々の振動の幅が規則的に増減し、その周期は10又1/3年であることが発見されたが、後にその周期は11又1/10年であることが判明し、これはまさに太陽上の黒点の周期と同じであった。磁気観測記録を綿密に調べた結果、太陽黒点の最大期は常にコンパス針の日々の振動の最大期とほぼ完全に一致し、最小期も同様の傾向を示すことがわかった。太陽黒点の周期性と磁気針の日々の動きとの間のこの密接な関係は、太陽現象と地球の磁気との間に何らかの関連性が存在するという証拠のすべてではない。太陽黒点が最も多く現れる時期は、磁気活動が非常に活発な時期でもあり、太陽上で特異な現象が起こると同時に地球上で顕著な磁気現象が観測されるという特別なケースも存在する。

この種の興味深い事例はヤング教授によって記録されており、彼は1872年8月3日にシャーマンで観測を行っていた際、太陽表面で非常に激しい乱れが起きているのを目撃した。同日、磁気観測を行っていた同僚から、ヤング教授が何を見たのか全く知らないまま、磁石の激しい動きのために磁気観測を中止せざるを得なかったと告げられた。その後、グリニッジおよびストーニーハーストの写真記録から、アメリカで観測された磁気「嵐」が同時にイギリスでも感知されていたことが明らかになった。また、太陽黒点とオーロラ・アウレアリスとの間にも同様の関連性が認められており、これはオーロラと磁気擾乱との間の既知の関係から自然に導かれる結果である。一方で、対応する太陽の乱れが全くないにもかかわらず、多くの顕著な磁気嵐が発生してきたことも認めざるを得ない[5]。しかし、特定のケースにおけるこれら二つの現象の関連性に懐疑的な人々でさえも、太陽黒点の数の全体的な増減とコンパス針の日々の動きの程度との間にある驚くべき類似性を疑うことはほとんどできないだろう。

図16－太陽と小さな黒点の構造
これまで、望遠鏡によって明らかになった主な太陽現象について説明してきました。しかし、太陽の本質に関しては、いかに強力な望遠鏡を使っても解決できない多くの問題があります。そうした問題を調べる手段を与えてくれたのが分光器なのです。

私たちが太陽から受け取るのは熱と光です。激しく加熱された太陽の質量は、無限に豊富な量の光線をあらゆる方向に放出します。私たちはそれぞれの光線を温かく感じ、鮮やかな白色に見えますが、単なる感覚や視覚だけでは不十分で、より精密な分析が必要です。各光線にはその起源を示す痕跡があります。これらの痕跡は特別な処理を施すまでは見えませんが、その処理を行えば光線は自らの物語を語り、この偉大な光源の構造について多くのことを明らかにしてくれます。

私たちは太陽の光を無色だと考えます。水が無味だと言うのと同じですが、これらの表現は実際には私たち自身の感覚に基づいているに過ぎません。

水や日光に特有の何かというわけではない。私たちは日光を無色だと考えているが、それはまるで他のすべての色が描かれる背景のようなものだからだ。しかし実際には、白というのは決して無色ではなく、あらゆる既知の色が一定の比率で混ざり合っているのである。太陽光は実に極めて複合的なものであり、もし少しでも注意を払えば、自然自体がそのことを教えてくれる。私たちがよく知っている美しい色合いはどこから来るのか？庭園の素晴らしい色合いを見てみよう。バラの赤色はバラ自体には含まれていない。バラがすることといえば、自分に当たる太陽光を受け取り、その光から含まれている赤色を抽出し、その赤い光を私たちの目に放つだけだ。もし太陽光の中に他の光線と一緒に赤い光線がなければ、太陽光によって赤いバラを見ることはできないだろう。

ここで述べられている原理には他にも多くの応用例がある。女性たちはよく、昼間はとても良く見えるドレスでも夜になると似合わないと言う。その理由は、そのドレスが日光の中に存在する特定の色を引き立てるように作られているからであり、しかしガス灯の光の中にはこれらの色が同じ程度含まれていないため、ドレスの色合いが変わってしまうのだ。問題はドレスにあるのではなく、ガスにあるのであり、電気灯を使えば太陽光により近い光線が放たれ、ドレスの色も本来の美しさを発揮するのである。

日光の性質を示す最も素晴らしい自然の現象は虹に見られる。ここでは太陽光が雲の中の微小な水滴によって屈折し反射され、それによって白い光が赤、オレンジ、黄色、緑、青、インディゴ、紫色という7つの基本色に分解されるのである。

図版A
太陽
グリニッジ王立天文台、1892年7月8日

雲に現れる虹は、今からその原理を説明する現代科学の重要な分野を象徴している。水滴が太陽光を分解し、私たちは虹が示す軌跡に沿って太陽光を構成要素に分けて分析するのである。自然の秘密を解き明かすための優れた道具である分光器を用いれば、科学的に正確にこれを行うことができる。白色の太陽光の光線

無数の光線が、あらゆる色合いで密接に結びついて構成されている。赤、黄、青、緑といったあらゆる色合いが、太陽光の中に見出すことができる。私たちが太陽光を打ち、絡み合った光線を完璧な秩序に整えるために使う魔法の杖というのは、実際には単純な装置、つまりガラスプリズムなのである。この装置の最も単純な形を、隣の図（図17）に示している。それはくさび形をした、純粋で均一なガラスの塊である。太陽や他の光源からの光線がプリズムに当たると、透明なガラスを通って反対側に出て行くが、ガラスの影響によって光線には著しい変化が生じる。光線は元々進んでいた軌道から屈折によって曲げられ、別の軌道をたどるようになる。しかし、もしプリズムがすべての光線を同じ程度に曲げるのであれば、光の分析には何の役にも立たないだろう。幸いなことに、プリズムは異なる色合いの光線に対して異なる効率で作用する。赤色の光線は黄色の光線ほど屈折しない。黄色の光線も青色の光線ほど屈折しない。その結果、あらゆる色の光線が混在した太陽光がプリズムを通過すると、添付の図（図18）に示されているように光線が分離されるのである。ここにプリズムが持つ分析能力の由来がある。プリズムは異なる色合いの光線を不均等に曲げるため、プリズムを通過した太陽光はもはや単なる白光ではなく、虹のような色合いを持つ色付きの光帯となり、一方の端は濃い赤色から、中間のあらゆる色合いを経てもう一方の端は紫色になる。

図18－プリズムによる光の分散
プリズムには、太陽光やその他の光源からの光を構成要素に分解する手段がある。分析された光の性質を調べることで、その光が発せられた物体の構造について何かを知ることができる。実際、単純な場合には光の色だけでその出所を判断できることもある。例えば、花火の演出で見られる美しい赤色の光は、ストロンチウムという金属によって生じるものであり、目によって炎の色だけでその元素を識別できる。また、食塩の炎をアルコールで燃焼させると特有の黄色い光が生じる。食塩の主要な成分はナトリウムであるため、ここでも燃焼時に放たれる色だけで別の物質を識別できる。さらに、金属特有の鮮やかな白色の光を放ちながら燃焼するマグネシウムという第三の物質についても言及しておくべきだ。

図版XIII.
太陽と恒星のスペクトル。
I. 太陽。
II. シリウス。
III. アルデバラン。
IV. ベテルギウス。
ストロンチウム、ナトリウム、マグネシウムという3つの金属は、発光したときに生じる色によって同定することができる。この単純な観察こそが、スペクトル分析として知られる現代の研究手法の起源である。今や私たちはプリズムを用いて太陽や恒星の色を調べることができ、その観察からそれらの構成要素について何かを知ることができる。単一のプリズムのみを使用する必要はなく、異なる色の分散や広がりを増大させるために、分析したい光が複数のプリズムを順番に通過するようにすることもできる。分光器に入る前に、光はまず狭いスリットを通過し、その後レンズを通って平行光線になる。この平行光線は次に1つ以上のプリズムを通過し、最終的には小さな望遠鏡を通して観察されるか、あるいは写真乾板によって捕捉され、そこに画像が記録される。スリットを通過する光束が発光体から放射されたものである場合…

液体や高圧下の気体から出る光の場合、色帯やスペクトルには図版XIIIに示されているすべての色が途切れることなく含まれている。これを連続スペクトルと呼ぶ。しかし、少量の気体をガラス管に入れて電流で発光させることによって低圧下の気体からの光を調べてみると、すべての色の光線が放出されるのではなく、気体によって異なる特定の色の光線のみが放出されることがわかる。したがって、気体のスペクトルは多数の分離された発光線から構成されている。

プリズムを通して太陽光を観察すると、スペクトルが一方の端からもう一方の端まで完全に連続しているわけではなく、多数の暗い線によって覆われていることがわかる。隣の図版（図版XIII）にはそのうちのごく一部しか示されていない。これらの線は太陽スペクトルにおける恒常的な特徴であり、プリズムによって生じる色々な色と同様に太陽光の特徴を示している。また、太陽に関する多くの興味深い情報を含んでいる。これらの線こそが、太陽の歴史や性質を記述する手がかりなのである。十分な性能を持つ装置を使って観察すると、太陽スペクトルには何百、何千もの暗い線が存在する。それらは強度や明るさがさまざまで、その分布には単純な法則は見られないようだ。スペクトルのある部分には線がほとんどないが、別の領域では線同士が非常に密接に重なっており、分離するのが難しい。また、場所によっては極めて細かく繊細な線もあり、優れた装置を使ってこの興味深い光景を観察する人なら誰でも必ず感嘆するものである。

暗い「フラウンホーファー線」の重要性を初めて明確に示した当初の発見の過程を実際に追ってみることほど、スペクトル分析というやや難解なテーマを説明するのに適した方法はない。ここでは特に太陽スペクトル上のdと記された線に注目しよう。分光器で観察すると、この線はごく微小な間隔を置いて2本の線から構成されており、そのうちの1本がもう1本よりわずかに太いことがわかる。これらの線に注意を向けている間に、普通のアルコールランプの炎が——

普通の塩で着色したランプを装置の前に置き、太陽光が分光器に入る前にその炎を通過するようにする。すると観測者はすぐに、d線として知られる2本の線が著しく明るく、鮮明になって現れるのが見えるが、スペクトルの他の部分には何の変化も認められない。数回試してみると、このd線の強度上昇は、太陽光が通過したランプ内で塩が燃焼して生じたナトリウム蒸気によるものであることがわかる。

ナトリウムとスペクトルのd線との間のこの驚くべき関連性が単なる偶然によるものである可能性は全くない。たとえ1本の線だけが関係していたとしても、偶然にそのような一致が起こる可能性は極めて低い。しかし、d線を構成する2本の近接した線の両方にナトリウムが影響を与えていることがわかると、これらの線とナトリウムの間に何らかの深い関連性が存在するに違いないという確信は絶対的なものとなる。もし太陽光を遮断し、炎から発せられるナトリウム蒸気の光以外のすべての光を排除してみると、分光器を通して見ると虹のすべての色が得られなくなる。ナトリウムからの光は2本の明るい黄色の線に集中し、それらはまさに太陽スペクトルにおける暗いd線が占めていた位置を埋め、ナトリウム炎がその暗さを増大させているように見えた。

ここでは、一見すると矛盾しているように思える点を解消しようと努めなければならない。他の光がない状態で見るとナトリウム炎は2本の明るい線を生み出すのに、なぜ実際には太陽スペクトルにある2本の暗い線の暗さを増大させているように見えるのか？この疑問の答えは、私たちを直ちにスペクトル分析の基本原理へと導く。太陽スペクトルにおけるいわゆる暗線とは、スペクトルの他の部分の鮮やかな光との対比によって暗く見えるだけのものである。実際、暗線の中にも多くの太陽光が含まれているが、周囲の眩しい光に目が惑わされているとそれを見ることはできない。ナトリウムを含んだランプの炎が介在すると、一定量の光が放出され、それは完全にこれら2本の線に集中する。この点からすると、ナトリウム炎の影響は、これらの線の暗さを減少させる形で現れるはずだ。

線を引き、それらを目立たなくするのだ。実際、ナトリウム炎がある場合の方が、ない場合よりもはるかに目立つ。これは、ナトリウム炎が、その特定の線に向かっている太陽光を遮断するという顕著な性質を持っているためである。したがって、ナトリウムがその線に少し光を供給してはいるものの、本来その線を照らすはずだったはるかに多くの光を遮断してしまうため、ナトリウム炎がある場合の方が線は暗くなるのである。

こうして我々は、太陽スペクトルにおける暗い線の解釈につながる重要な原理に到達する。ナトリウム蒸気が加熱されると、非常に特異なタイプの光を放出し、この光をプリズムを通して見ると2本の線に集中する。しかしナトリウム蒸気には、太陽光が、問題の2本の線と同じ特性を持つ光線を除けば、ほとんど吸収されることなく通過できるという性質もある。言い換えれば、ある物質の加熱された蒸気が、さまざまな種類の光に対応する明るい線のスペクトルを与える場合、その同じ蒸気は、それら特別な種類の光に対しては不透明なスクリーンとして機能し、他のあらゆる種類の光に対しては透明なままでいるのである。

この原理はスペクトル分析の理論において極めて重要であるため、さらに一例を挙げてみよう。問題の法則を非常に鮮明に示してくれる元素である鉄を取り上げよう。太陽スペクトルには、数百本もの暗い線が鉄のスペクトルに対応していることが知られている。適切な装置を用いて、鉄の極から発生する電気火花の光を分光器で太陽スペクトルと並べて観察すると、この対応関係は非常にはっきりと現れる。太陽中の鉄の線は、発光する鉄蒸気のスペクトルにある線と位置が一致している。しかし、ここで述べたように鉄のスペクトルは明るい線で構成されているのに対し、太陽で比較される線들は明るい背景の上で暗く見える。強く加熱された鉄から発生する蒸気が、太陽の発光層を取り巻く大気中に存在していると仮定すれば、これらの現象は完全に理解できる。この蒸気は、白熱状態にあるときに放出するのとまったく同じ光線を吸収または遮断するのであり、そうして我々は……

ナトリウムと同様に、鉄もまた何らかの形で太陽を構成する要素でなければならないという重要な事実がある。

これが、要約すれば、太陽スペクトルの暗線の原因を解明した近代の偉大な発見である。多くの地上の物質のスペクトルが太陽スペクトルと比較され、その結果、地球上で知られている多くの元素が太陽にも存在していることが確認された。例えばカルシウム、鉄、水素、ナトリウム、炭素、ニッケル、マグネシウム、コバルト、アルミニウム、クロム、ストロンチウム、マンガン、銅、亜鉛、カドミウム、銀、スズ、鉛、カリウムなどが挙げられる。一方で、地球上では非常に重要な元素の中には、太陽には存在しないものもあるようだ。硫黄、リン、水銀、金、窒素などは、これまで太陽の構成要素であるという兆候が全く見られない元素である。

また、太陽大気中の物質のスペクトル線があまりにも明るいため、それらが重なっている連続スペクトルの光がそれらを「逆転」させることができず、つまり暗線に変えることができない可能性もある。例えば、ナトリウム蒸気の明るいスペクトル線を非常に明るくすると、その後ろに置かれた白熱電球のスペクトルでもそれらの線を逆転させることができない。もしナトリウムのスペクトル線を弱めれば、それらは白熱電球のスペクトルのその部分と同じ強度になり、その場合はもちろんその線を区別することはできない。したがって、太陽に実際にどの元素が欠けているのかという問題も、私たちのこの偉大な光源に関する他の多くの問題と同様に、現時点では未解決のままである。間もなく、太陽スペクトルに現れるその元素を示すスペクトル線によって、これまで知られていなかった元素が実際に発見されたことを見ていくことになる。

では、再び太陽黒点に戻り、分光器がその性質について何を教えてくれるかを見てみよう。できるだけ多くの光をスリット上に集中させるために、望遠鏡の眼端に強力な分光器を取り付ける。そのため、スリットは対象物の焦点上に正確に配置されなければならない。

ガラス製の装置をある点に向けて、その像がスリット上に落ちるようにする。そうすると、ウンブラと呼ばれる暗い中央部分が、通常の太陽スペクトル全体を端から端まで横切る暗い帯として現れる。この帯の両側はペヌンブラのスペクトルに囲まれており、ペヌンブラのスペクトルはウンブラのものよりはるかに明るいが、太陽の他の領域のスペクトルよりは暗い。

スペクトルが暗くなっているという事実から、ウンブラ内では光が大幅に吸収されていることがわかる。しかし、この吸収は、煙や雲を構成するような微細な固体や液体粒子の存在によって引き起こされるものではない。これは、1883年にヤングによって初めて発見された事実によって示されている。すなわち、もし吸収が浮遊する粒子によって引き起こされているのであればスペクトルは均一に暗くなるはずだが、実際にはそうではないのである。多くの大きくて静かな黒点を調べる過程で、彼はスペクトルの中央の緑色部分に無数の細い暗い線が走っていることに気づいた。これらの線は一般的に互いに接しているが、所々で明るい間隔がある。各線は中央部（黒点の中心に相当する部分）が太く、両端に向かって細い糸のように細くなっている。実際、これらの線のほとんどはペヌンブラのスペクトルを通って太陽表面のスペクトルまで続いている。したがって、この吸収は黒点の外側に存在するガスよりもはるかに低い温度のガスによって引き起こされているように思われる。

サウス・ケンジントン天文台のノーマン・ロッキャー卿によって長年にわたって特別に研究されてきた黒点スペクトルの赤色および黄色の領域では、この結論を裏付ける興味深い詳細が見出されている。多くの暗い線は、黒点内でも通常の太陽スペクトルと同じ程度の太さや暗さであるが、一方で鉄、カルシウム、ナトリウムの線のように、黒点スペクトル内では非常に太くなっているものもある。ナトリウムの線は時として幅が広がるだけでなく二重に逆転することもあり、つまり太い暗い線の上に明るい線が重なっているのである。同様の特徴は、スペクトルの紫色の領域にある顕著なカルシウムの線hおよびkでもしばしば見られる。これらの事実は、黒点の中心部上空に大量のナトリウムおよびカルシウムの蒸気が存在していることを示している。観測によって

サウス・ケンジントンでは、スポットスペクトルのもう一つの興味深い特徴が明らかにされている。スポットの出現頻度が最も少ない時には、鉄やその他の地球元素に関連する線々が最も幅広くなっているが、出現頻度が最も多い時にはこれらの線々はほとんど見えなくなり、幅広くなっているのは起源不明の線々だけである。

分光鏡によって、太陽上の他の興味深い特徴を研究することが可能になった。これらの特徴は非常に暗く、通常の日差しの中では単なる望遠鏡では容易に観測できない。しかし、めったに起こらない皆既日食の際に太陽の明るい光が遮られると、これらを容易に観察することができる。日食が起こるための条件については、次章でより詳しく説明する。今は、月の動きによって月が太陽を完全に覆い隠すことがあり、それによって地球上の特定の場所でいわゆる皆既日食が起こるという点だけを理解しておけば十分である。皆既日食が続く数分間は、天文学者にとって非常に興味深いものである。大地は暗闇に包まれ、その暗闇の中で珍しく美しい光景が目に映るのである。

図19には皆既日食の模式図が示されており、月の暗い表面の背後から突き出ている、プロミネンスと呼ばれる特異な天体（a、b、c、d、e）がいくつか見られる。これらが月に属するものではなく、何らかの太陽の付属物であることは容易に証明できる。これらは皆既食が始まる時点で図19に示されている東側の端に最初に現れる。最初に見えるプロミネンスは次第に月に覆われていくが、他のものは月の西側の端の背後から顔を出し、皆既食が終わり再び日光が差し込むと、それらは一斉に瞬時に消えてしまう。

分光器が天文学者の手に渡ってから最初に起こった皆既日食は1868年のことだった。同年8月18日、インドでは皆既日食が観測された。分光器を持った数人の観測者たちはプロミネンスの出現を待ち構え、そのスペクトルが明るい線から成っていることを確認し、これらの天体が発光するガスの塊であることを証明した。翌日、この日食の観測者の一人であった著名な天文学者ヤンセンは、どこを見ればよいか正確にわかっていたため、通常の日光の中でもその線を観測することに成功した。日食の数ヶ月前から、ノーマン・ロッカイヤー卿はプロミネンスの探索の準備をしていた。彼は、それらが容易に見える線スペクトルを示すだろうと予想していたのだ。

太陽の通常の光だけが十分に取り除かれるのである。彼は、高分散能を持つ分光器を用いることでこれを実現しようと提案した。その分光器によって連続スペクトルは大幅に広がり、より暗くなるはずだった。分離された明るい線に対して高分散能が与える影響は、その線同士の間隔を広げるだけであり、線の明るさには影響しないと彼は予想していた。この目的のために彼が製作を命じた新しい分光器は、日食が終わって数週間後になってようやく完成したが、その頃にはすでにインドからヨーロッパにヤンセンの業績の知らせが届いていた。その知らせが届いた時点で、N・ロッカイヤー卿はすでに太陽の縁部にある目に見えないプロミネンスのスペクトルを発見していた。したがって、日食を利用せずに太陽のプロミネンスを観測する方法を実際に応用した功績は、この二人の天文学者に共有されるべきものである。

分光器のスリットを太陽の縁に向け、放射状に設定すると、太陽スペクトルにおける対応する暗い線の延長上に位置する、特定の短い明るい線が見えてくる。状況を適切に検討することで、プロミネンスを構成するガスが、この巨大な光源の周囲に比較的薄い大気層としても存在していることがわかる。この層の深さは約5,000〜6,000マイルで、太陽の可視表面、すなわち光球層を形成する密な発光雲の直上に位置している。プロミネンスが生じるガス状の外層は、そのスペクトルに現れる色付きの線のために彩層と呼ばれている。このような線は非常に多いが、単一の元素である水素に関連する線が圧倒的に多いため、彩層は主にこの元素で構成されていると言える。しかし、カルシウムや別の1つの元素も常に存在し、鉄、マンガン、マグネシウムもしばしば見られることに注意すべきである。まだ名前を述べていないこの特異な元素は、驚くべき歴史を持っている。

1868年の日食の際、プロミネンスのスペクトルの中に細かい黄色い線が認められ、当初はそれが異常なものではなかった。

それは黄色いナトリウム線に違いないと考えられていた。しかし、その後、急がずに真っ昼間の明るい光の中で注意深く観測し、正確な測定値を得ると、この線が二重ナトリウム線のどちらの成分とも一致しないことがすぐにわかった。新たに見つかったこの線は、間違いなくナトリウム線に非常に近かったが、スペクトルの緑色寄りに位置していた。また、通常の太陽スペクトルの暗線の中には、一般的に対応する線は見られないことも確認されたが、特に太陽黒点の近くでは時折細かい暗線が検出された。ノーマン・ロッカイヤー卿およびエドワード・フランクランド卿は、これが既知の地球上の元素によって生じたものではないことを示した。したがって、これはこれまで知られていなかった何らかの物質によって引き起こされるものと考えられ、ヘリウム、すなわち「太陽元素」という名前が与えられた。プロミネンスや彩層のスペクトルの中からも、同様にこの謎めいたヘリウムによって引き起こされているように思われる、目立たない線が十数本ほど徐々に同定された。これらの特異な線は、近年では様々な恒星のスペクトルの中でも検出されている。

長い間天体の中に存在していると知られていたこのガスが、ついに地球上で検出された。1895年4月、新元素アルゴンをレイリー卿と共に発見したラムゼー教授は、ノルウェーで発見されたクレバイトと呼ばれる希少鉱物を加熱して得られたガスのスペクトルの中に、有名なヘリウム線の存在を発見した。こうして、最初に9300万マイル離れた太陽でその存在が確認されたこの元素が、ついに地球上の元素でもあることが証明されたのである。

ルンゲが、地球上のヘリウムのスペクトルに赤色側に非常に弱くて近接した伴線があると発表したとき、当初はラムゼーが発見した新しい地球上のガスが彩層のヘリウムと同一かどうかに疑問が持たれた。後者のヘリウム線が二重になっているのはこれまで一度も観測されていなかったからだ。しかし、その後、非常に高性能な装置を備えた複数の観測者たちが、彩層の有名な線に実際に非常に弱い伴線があることを発見した。こうして、天体のヘリウムと地球上で見つかったガスの同一性が最終的に確立されたのである。

驚くべき方法によって、新しいガスが異なる密度を持つ2種類のガスの混合物である可能性があることを示唆する状況もあったが、現時点ではそれが事実であると証明されてはいない。

日食を待たずともプロミネンスのスペクトルを観測できるようになった後、W・ハギンズ卿は1869年2月13日の観測において、完全な日差しの中でも単なるスペクトルではなく、その太陽上の特異な天体自体を観測する方法を成功裏に適用した。必要なのは、最も明るい線の一つ、例えば赤色の水素線が観測用望遠鏡の視野の中央に来るように分光器を調整し、次に分光器のスリットを大きく開けることだけである。そうすると、単なる線ではなくプロミネンスの赤色の像が映し出される。実際、スリットを大きく開けると、プリズムによって対象が放出する各種の光に応じて、プロミネンスの一連の独立した像が生成される。

これまで分光器はガラスプリズムの作用に依存していると述べてきたが、最上級の分光器ではプリズムの代わりに光が反射される格子が使われている。この格子の効果により、いわゆる回折作用によって光束が構成要素に分解されるのである。

図版IV。

太陽のプロミネンス
（1872年、アメリカ、ケンブリッジのハーバード大学にてトルヴェロが描いた。）

光り輝く太陽表面から突き出ているこれらの巨大なプロミネンスの姿は実に壮大だ。しかし、その巨大なサイズに見合った時間を与えると、地上の炎と同様にちらつきを見せる。数時間ごと、あるいはそれよりも短い間隔で同じプロミネンスを描いてみると、大きな変化が見られることが多い。観測された移動距離は時に数千マイルにも達し、これらの質量が移動する実際の速度はしばしば秒速100マイルを超える。さらに激しい変動は、色球層の表面からまるで巨大な炉からでもあるかのように、大量の発光するガス塊が上方へ投げ出されるときに起こる。図版IVは、アメリカ、ケンブリッジのハーバード大学天文台でトルヴェロが撮影した複数のプロミネンスの様子を示している。トルヴェロは、これらの天体が示す驚くべき多様な姿を、異なる写真の中で見事に表現している。プロミネンスの大きさは、図版に付けられた目盛りから推測できる。ここに示されている中で最も大きなものは高さが80,000マイルもあり、信頼できる観測者たちはそれよりもはるかに高いプロミネンスを記録している。これらの天体が時折経験する急速な変化は、一番下の線の左側にある2枚のスケッチによってよく示されており、これらは1872年4月27日に描かれたものだ。これらはどちらも、20分以内の間隔で同じプロミネンスを撮影したものである。この巨大な炎は非常に広大で、その長さは地球の直径の10倍にも及ぶが、この短い期間のうちにその姿を完全に変えてしまった。炎の上部は実際には切り離され、今では上の線上の2つの図形の間にある部分に描かれている。同じ図版には、太陽の異なる場所や異なる時刻に撮影された、尖った形状をした特異な天体の例も示されている。これらの尖った天体の高さは通常20,000マイルを超えないが、時には信じられないほど高い場所まで達することもある。

この種の天体の中でも特に注目すべきものとして、ヤング教授によってその歴史が詳細に記録されているものがある。1880年10月7日、

午前10時30分頃、太陽の南東側の縁部で突起が見られました。その時、その突起は高さ約4万マイルにあり、特に注目されることはありませんでした。30分後、驚くべき変化が起こりました。その短い時間のうちに、その突起は非常に明るくなり、長さも2倍になりました。さらに1時間ほど経つと、その巨大な炎は上昇を続け、太陽の直径の3分の1以上にあたる35万マイルという前例のない高さに達しました。この頂点に達した時、その激しい現象のエネルギーはついに尽きたようで、炎は破片に分かれていき、最初に観測されてからわずか2時間後の午後12時30分には、その現象は完全に消え去ってしまいました。

間違いなく、この特別な噴出はその激しさや、それが示す大規模な変化の度合いにおいて異例のものでした。その上昇速度は少なくとも時速20万マイル、言い換えれば秒速50マイル以上だったに違いありません。この巨大な炎は、ライフルから発射される最も速い弾丸の速度の100倍以上の速さで太陽から飛び出していったのです。

突起は大きく2つの種類に分けられます。まず、比較的静かで、地球の大気中に浮かぶ雲に似た形状を持つものがあります。次に、噴出型と呼べる突起があります。これらは実際には色球層から、発光する物質の巨大な噴流として吹き出されるものです。これら2つの種類の突起は、外見だけでなく、構成するガスの種類においても異なります。雲のような突起は主に水素から成り、ヘリウムやカルシウムも含まれていますが、噴出型の突起には多くの金属が含まれています。後者は太陽の極の近くでは決して見られず、一般的には黒点の近くに現れるため、黒点が太陽表面の激しい乱れと関連しているという結論を裏付けています。黒点が太陽の縁部に達すると、しばしばその周囲に突起が見られます。場合によっては、黒点の近くで強力なガスの噴出を検出することも可能で、分光器によってそれらを可視化することができました。

プロミネンスが天球の背景に対して日面の縁で観測されるのと同様に、日面の背景もそうである。

プロミネンスを写真に収めるためには、もちろん観測者の目の代わりに写真乾板を用いなければならない。しかし、プロミネンスからの微弱な光が外部からの光に覆い隠されてしまうのを防ぐことが難しいため、シカゴのヘイル教授が分光太陽写真装置を考案するまで、これらの天体の撮影はあまり成功していなかった。この装置には、通常光がプリズムや格子に当たるためのスリットに加えて、写真乾板のすぐ前方にもう一つのスリットがあり、特定の波長の光だけが他の光を排除して通過するようになっている。プロミネンスの像を得るために選ばれる光は、カルシウムによって放出される特徴的な「K線」であり、これは紫色の極端な端に位置している。このスペクトル領域の光は肉眼では見えないものの、赤色、黄色、緑色のスペクトル領域の光よりも写真撮影においてはるかに効果的である。前方のスリットはK線が2番目のスリットに当たるように調整され、前方のスリットが時計仕掛けによってゆっくりとプロミネンス全体を掃きながら移動すると、2番目のスリットも機械的な仕組みによってそれに合わせて動く。

もし適切な大きさのスクリーンで太陽円盤の像を隠せば、スリットを使って太陽全体を掃き取ることができ、そうすることで1回の露光で日面の縁にある色球層の環状構造とプロミネンスの姿を捉えることができる。その後スクリーンを取り除き、スリットを速く円盤自体を掃きながら移動させると、太陽表面の多くの場所に存在する発光するカルシウム蒸気が現れる。こうして、この特殊な光によって描き出された太陽の印象的な画像が得られる。この方法により、ヘイル教授は以前にヤング教授が行った観測、すなわちフアキュラエのスペクトルには常に2つの大きなカルシウム帯が現れるという事実を確認したのである。

プロミネンスが太陽の縁からどの程度の速度で上向きに噴出するかは、もちろん通常の観測によって直接測定することができる。

マイクロメーターを用いて測定することもできる。しかし分光器によっては、太陽表面の擾乱が地球に向かって、あるいは地球から離れて進む速度を推定することができる。急速に動く質量を表すスペクトル線の特異な挙動を観察することによって、この速度を測定できるのだ。これにより、天文学の多くの分野で重要な応用が期待される興味深い研究分野が開ける。

もちろん、今では光の感覚は、エーテルと呼ばれる媒質を通過した後に目の網膜に衝突する波や振動によって引き起こされることが一般的に理解されている。異なる色には異なる波長、つまり連続する2つの波の間の距離が対応している。白光は、ある範囲内でほぼあらゆる可能な値を持つ無数の異なる波が重なり合って形成される。赤光の波長は1インチあたり33,000回の波が存在するのに対し、紫光の波長は赤光の半分強程度しかない。スペクトル上の線の位置は、それに対応する光の波長にのみ依存する。もし光源が直接観測者に向かって近づいてくると、明らかに波は光源が静止している場合よりも密に連なり、1秒間に目に届く振動の回数も比例して増加する。したがって、連続するエーテル波の間隔はごくわずかに縮小する。同様の性質を持つよく知られた現象として、列車が急いで通り過ぎる際の汽笛の音程の変化がある。特に、逆方向に高速で移動している列車に乗っている観測者にとっては、この現象は顕著に現れる。もちろん音の場合は、振動や波はエーテルではなく空気中で起こる。しかし、観測者に向かってまたは遠ざかって動くことによる効果は、どちらの場合も厳密に類似している。ただし、光の速さは1秒間に186,000マイルもあるため、スペクトル線の位置にわずかでも認識可能な変化を生じさせるためには、光源も非常に高い速度で移動しなければならない。

すでに見てきたように、太陽上のこれらの巨大な擾乱の中には、極めて高い速度が全く珍しいものではない。したがって、

太陽黒点のスペクトルを調べると、いくつかの線がスペクトルの一方の端に少しシフトしているのがよく見られ、時には反対側にシフトしていることもある。また別の場合には、これらの線が奇妙な形で歪んだりねじれたりしており、それは非常に激しい局所的な乱れを示している。もしその黒点が太陽円盤の中心付近にある場合、これらの線の変化を生み出すためには、ガスが上向きまたは下向きに急激に動いているに違いない。この種の観測で得られる速度は、時には秒速200マイル、あるいは300マイルにも達する。このような巨大な量のガスを光球層からこれほどの驚異的な速度で上方に押し上げるのに必要な莫大な内部圧力や、上方からこれほど巨大な量の蒸気が流れ落ちる状況を想像するのは難しい。太陽の縁にあるプロミネンスのスペクトルでも、明るい線が曲がったり片側にシフトしたりしているのがよく見られる。このような場合、私たちが目にする現象は明らかに色球層の表面を沿った動きによって引き起こされており、物質が私たちの方へ、あるいは反対方向へ運ばれているのである。

移動する物体の速度を測定するこの優れた方法は、スペクトロスコピーを用いて太陽の自転周期を決定しようとする様々な試みにおいても活用されている。太陽が自転する際、東側の縁にある点は観測者の方へ移動し、西側の縁にある点は観測者から離れていく。どちらの場合も速度は秒速1マイル強である。東側の縁では太陽スペクトルの線がわずかに紫色の方にシフトしており、西側の縁のスペクトルでは同様に赤色の方にシフトしている。巧妙な光学装置を使えば、両側のスペクトルを並べて置くことができ、これにより見かけ上のシフト量が2倍になり、測定がはるかに容易になる。しかし、この装置を使っても測定すべき視覚的な量は依然として極めて微小である。装置の各部品は非常に正確に調整されなければならず、観測もそれに応じて極めて繊細なものとなる。この種の研究は様々な天文学者によって試みられてきた。この分野で最も成功した研究の中には、スウェーデンの天文学者によるものが挙げられる。

ダネルは、自らの装置を太陽の表面のいくつかの場所に向けて測定を行い、黒点の動きから導き出された特有の回転法則とよく一致する値を得ました。この結果は特に興味深いもので、スペクトルにおける暗線を生み出す吸収が起こる大気層が、同じ緯度にある光球の動きに伴って動いていることを示しているからです。

図20—皆既日食時のコロナ（および彗星）の様子。

図版V
1878年7月29日の全日食

写真に見えるコロナ
（ハークネス）

日食を観測する人々が特に注目するもう一つの驚くべき現象があります。それは、これまで昼間には全く見ることができなかったものです。それとは、月が太陽の最後の三日月状の部分までも完全に覆った時に、突然太陽の周りに現れる光のコロナ、あるいは光輪のことです。コロナの様子は図20に示されており、さらに図版Vでは、1878年7月29日の日食の際にアメリカ各地で撮影された多数の写真を比較してハークネス教授が描いたコロナの図を掲載しています。図21では、モンダー夫妻のご厚意により、1898年1月22日の日食の際に彼らがインドで撮影した素晴らしいコロナの写真を掲載しています。

図21——1898年1月22日の日食時のコロナの様子
（モンダー夫妻および「Knowledge」誌の発行者のご許可を得て掲載）

コロナの太陽に最も近い部分は非常に明るいが、プロミネンスほど眩しいわけではない。プロミネンスは（ヤング教授によれば）、まるで腫瘍のようにその中を輝きながら通り抜けていく。この内側の部分は一般的にかなり規則的な形状をしており、太陽の直径の約10分の1の幅の白い環を形成している。

コロナの外側部分は通常、非常に不規則で広範囲にわたっている。そこには狭い「裂け目」や狭い暗色帯がしばしば見られ、これらは太陽の縁からコロナ全体に及んでいる。一方で、太陽の縁に対して様々な角度で傾き、しばしば曲がった形をした狭い明るい流れ状の構造も存在する。太陽黒点数が最少だった1867年、1878年、1889年の日食では、コロナはほぼ太陽の赤道方向に沿った長くて淡い流れ状の構造を示し、極付近には短いがはっきりとした光の筋が見られた。太陽黒点数が最多だった1870年、1882年、1893年の日食では、コロナはより規則的な円形をしており、主に黒点帯上に形成されていた。これは、黒点の周期性と他のあらゆる太陽現象の発生との間に密接な関連があることを、もし証明が必要だとすれば、また一つ示している。

コロナのスペクトルには緑色領域に神秘的な線が存在し、その起源については現在まだ確かなことは分かっていない。この線は太陽黒点数が最多になる時期に起こる日食の際に最もよく観測される。通常の太陽スペクトルでは非常に細く暗い線として現れ、乱れた元素の激しい流れによって水素や他の物質の線がねじれたり歪んだりしても、一般的には変化しない。この線は常に色球スペクトルの明るい線の中に存在する。さらに、コロナには他にもいくつかの明るい線が見られ、これらも疑いなく同じ未知の元素（「コロニウム」）に属するものである。また、弱い連続スペクトルも存在し、その中には太陽スペクトルの中でも特に目立つ暗い線のいくつかが検出されることもある。これは、明るい線によって表される発光ガスに加えて、コロナには塵や霧のような物質も大量に含まれており、その微小な粒子が太陽光を反射して弱い連続スペクトルを生み出していることを示している。このような物質が、長いコロナ光線や流れ状の構造の主要な構成要素であるようだ。なぜなら、スリットのない分光器を使って日食の際にコロナを観察したり撮影したりすると、明るい線の代わりに現れるコロナの画像では、これらの長い光線は見えないからである。もし長い光線が内側のコロナを構成するガスでできているのであれば、それらが…

これらの分離された画像に現れるはずである。この極めて長い流れを絶えず放出している力の性質については、現在ほとんど情報がない。しかし、内側のコロナとして現れる太陽を取り巻く広大な大気層は、極めて薄くなっているに違いない。彗星が何度もこのコロナ大気を通過しても、そこで受ける抵抗によって速度がわずかでも減少する様子は見られない。

観測によって私たちは太陽に関する多くの事実を集めてきたが、これらの事実からその巨大な天体の物理的構造について結論を導き出そうとすると、困難が非常に大きいことは否定できない。最も権威ある学者たちでさえ、その性質についての見解が大きく異なっている。ここでは、ほとんど争いのない主要な結論を述べる。

次の章で見るように、天文学者たちは太陽系内の天体の相対密度を決定することができている。言い換えれば、それぞれ同じ体積に含まれる物質の量の関係を明らかにしたのである。これにより、太陽の平均密度は地球の約4分の1であることが確認されている。太陽の重さと同じ大きさの水球の重さを比較すると、太陽の方が水の1.5倍程度しか重くないことがわかる。もちろん、太陽の実際の質量は非常に巨大で、地球の質量の33万倍にも達する。しかし、太陽の物質自体は比較的軽いため、もし重さが変わらずに密度が地球と同じだった場合、太陽の大きさは現在の4倍になるはずである。太陽のこの軽さ、そしてそこで存在する極めて高い温度を考慮すると、太陽の本体が気体状態にある以外に結論は考えられない。太陽内でこのような気体が存在する条件は、間違いなく地球上で私たちが知っている条件とは全く異なっている。太陽の表面では重力の強さは20以上である。

地球上の値の7倍もある。地球上で27個の同じ大きさの金属片を持ち上げることができる人でも、太陽に行けば一度に1個しか持ち上げることができないだろう。したがって、表面下のガスの圧力は非常に高くなければならず、その結果ガスが液化すると考えられるかもしれない。しかし、アンドリュースによって、ガスが「臨界温度」と呼ばれる一定の温度（ガスによって異なる）より高い温度を保たれている限り、どんなに高い圧力がかかっても液体にはならないことが発見された。太陽の温度は、そこに存在するガスの臨界温度より低くはあり得ないため、たとえ巨大な圧力がかかっても、この巨大な恒星内のガスを液体状態にすることはほとんど不可能であるように思われる。

もちろん、太陽の内部についてはほとんど、あるいは全く何も知ることはできない。私たちが観測できるのは表面層、いわゆる光球層であり、そこでは宇宙の寒さによってガスが凝縮し、私たちが図や写真で「米粒」や「柳の葉」として見る光る雲が形成される。ジョンストーン・ストーニー博士（その後ボルチモアのヘイスティングス教授によっても）は、これらの光る雲は主に炭素から構成されており、それに関連する元素であるシリコンやボロンも含まれていると提唱した。これらの元素の沸点は、光球層の雲を形成しうる他の元素の沸点よりもはるかに高い。また、炭素の原子量が小さいため、この元素の分子は非常に高い速度を持ち、そのおかげで温度が下がって蒸気が雲になるような上層部まで到達することができるのだ。これらの雲が急速に冷却され、それに伴って大量の熱が放射されるという必然的な結果として、私たちが「煙」と呼ぶものが形成される。この煙は徐々に雲の間隙を通って降下し（そのため間隙がより暗く見える）、雲の下で再び高温になると再び気化する。この同じ煙が、太陽の縁部が円盤の中央部よりも著しく暗いというよく知られた事実の原因である可能性が高い。これは次のような理由によるようだ。

縁部に近い場所から来た光線が地球に到達するまでに、この煙の層を通過しなければならない距離が長くなるため、吸収がより大きくなるのである。この吸収は気体状の大気に起因するものではない。なぜなら、そうだとすればスペクトルにさらに多くの暗い吸収線が現れるはずだからである。したがって、太陽円盤の中央付近からの太陽スペクトルと縁部付近からのスペクトルとの間には顕著な違いが生じるはずだが、実際にはそのようなことは見られない。

太陽黒点の性質については、セッキおよびロッカイヤーが最初に提唱した、それらが光球内（またはその表面）へと降下する冷たい蒸気によって生じるという考え方が、全体的に見て観測される現象と最もよく合致しているように思われる。既に述べたように、黒点の周辺には一般的にフアクラーや噴出型のプロミネンスが伴うが、これらの噴出が光球内の物質を周囲に「飛び散らせる」蒸気の降下によって引き起こされるのか、それともまず噴出が起こり、下方からの上向きの圧力が減少することで「沈み込み」が生じ、その中に上層の冷たい蒸気が降下してくるのか、という点については意見が依然として大きく分かれている。

太陽の特異な構造物であり、コロナよりもはるかに遠くまで伸びているものが黄道光という現象を引き起こしている。春になると、日没後に太陽が消えた位置の近くの空域に真珠色の光が広がるのが見られることがある。同様の光景は秋の日の出前にも見られ、黄道光を生み出す物質が何であれ、太陽を中心としたレンズ状の形をしているように思われる。この物体の性質は依然として不明だが、得られるスペクトルが連続的なタイプであることから、おそらく何らかの塵で構成されているのだろう。黄道光の様子は図22に示されている。

太陽はあらゆる方向に、光と熱の奔流を惜しみなく放出している。地球が捉えることができるのは、その全体の2,000,000,000分の1未満というごくわずかな量に過ぎない。私たちの他の惑星たちもまた……

月でさえもごくわずかな水を受け止めるに過ぎない。しかし、その巨大な洪水のうち、彼らが利用できる割合はいかに少ないことか！飛ぶツバメが川から飲む少量の水が川の水を枯渇させることはないように、惑星たちも太陽から放たれるすべての熱を使い果たすことはない。

太陽の優しい光線が、穀物が成長し実るための力を与えてくれる。太陽の熱によって海の水が蒸気となり、その蒸気が雨として降り注ぎ、大地を潤し、私たちの船が海へと出るための川を満たすのだ。また、太陽の熱が広大な大陸に当たることで、風が生まれ、それが私たちの船を深海を越えて運んでくれる。冬の夜、火の周りに集まってその温かい光を感じるとき、私たちが享受しているのは、何世紀も前に地球に降り注いだ太陽光に過ぎない。その古い太陽光の熱が石炭時代の豊かな植物を育て、その熱は石炭の形で何百万年も眠っていたが、今、私たちが再びそれを活用しているのだ。石炭に蓄えられた太陽の力が、私たちの蒸気機関を動かしているのである。石炭に蓄えられた太陽の光が、私たちの都市にあるあらゆるガス灯から放たれているのだ。

生きる力や動く力、私たちを取り巻く豊かさ、自然が持つ美しさ――これらすべては、宇宙の無数の天体の中でも特に太陽という一つの天体のおかげなのである。

図22—1874年の黄道光。

第三章　月

月と潮汐――航海における月の利用――月の変化
――月と詩人たち――月の光はどこから来るのか？――地球と月の大きさ――月の重さ――見かけ上の大きさの変化――距離の変動――地球が月に与える影響――月の軌道――月の満ち欠けの説明――月食――日食の成因――皆既月食時の月の視認性――食の予測方法――経度を求める際の月の利用――月と天気の関係はない――月の地形――ナスミスによるトライスネッカーの図――月面の火山――典型的な月面クレーター――プラトン――月面の山々の影――マイクロメーター――月面の高さ――かつて月面で起きた活動――ナスミスによるクレーター形成の見解――月面の重力――月面クレーターの大小の違い――月面のその他の特徴――月面に生命は存在するのか？――水と空気の不在――ストーニー博士の理論――月面の険しい地形の説明――宇宙の遠方の天体に生命が存在する可能性。

もし月が突然消滅してしまったら、王国中のすべての港から悲鳴が上がり、私たちはすぐにその事実を知ることになるだろう。ロンドンやリヴァプールからも同じような報告が聞こえてくるだろう――潮の満ち引きがほとんど止まってしまったのだ。港内に停泊している船は出航できず、外洋にいる船も入港できない。そうなれば世界の海上貿易は深刻な混乱に陥るだろう。

月は毎日の潮の満ち引きを引き起こす主要な要因であり、これが私たちの衛星が果たす最も重要な役割である。沿岸部の漁船群は潮の流れに合わせて日々の活動を調整しており、港に出入りする際には月のおかげで大いに助けられている。経験豊富な船乗りたちは、潮が航海にとって極めて有益であると語っている。月がどのようにして潮を引き起こすのかという疑問は、後の章で取り上げることにし、その章では地球の初期の歴史において潮が果たした驚くべき役割についても簡単に触れるつもりだ。

毎月、月が経ていく美しい変化の過程を、感嘆の眼差しで見たことのない人がいるだろうか。まず日没後の西の空に、淡い光を放つ美しい三日月として姿を現す。夜が晴れていれば、その三日月の内側にも月の残りの部分が見え、地球から反射された光によってかすかに照らされている。夜ごとに月はますます東へと移動し、やがて満月になり、太陽が沈む頃に同じ時間帯に昇る。満月の時期からは、その光の輪は次第に小さくなり、最終的には上弦月になる。その頃には、朝になると月が高い空に見える。日が経つにつれて再び三日月の形に戻る。月が太陽に近づくにつれて三日月はどんどん細くなり、ついには太陽の強烈な光に飲み込まれてしまう。そして再び新月として現れ、同じ変化のサイクルを繰り返すのである。

月の明るさは、月自体が光を発しないため、太陽の光が月に当たることによって生じるのだ。太陽が宇宙空間に惜しみなく放出する膨大な光の中から、月という暗い天体がわずかな光を受け取り、そのうちのごく一部を反射して地球を照らすのである。月は非常に明るく見えるため、夜間には月には太陽からの光以外に光がないことを思い出すのが難しいことがある。しかし実際には、最も明るい満月の表面の明るさも、晴れた日のロンドンの街並みほど明るくはないのかもしれない。月の光が単なる太陽光に過ぎないことを示すには、非常に簡単な観察で十分だ。ある朝、昼間に月を見て、雲と比較してみよう。月と雲の明るさは直接比較可能であり、そうすれば雲を照らす太陽が月も照らしているということが容易に理解できる。太陽と満月の明るさを比較する試みも行われており、もし60万個の満月が同時に輝いていたら、その合計の明るさは太陽の明るさに匹敵するだろう。

美しい三日月は多くの詩人たちにとって題材となってきた。実際、敢えて言わせてもらえば、ある詩人たちは月が毎晩見えるわけではないという事実を忘れてしまっているように思える。詩的な描写

夜というものは、ほぼ間違いなく何らかの形で月が現れることと結びついている。歴史的な出来事を描写した詩人が、正しくあり得ない記述を見事な詩句に込めた著名な例を挙げることができる。私たちの言語を話す子供なら誰でも、サー・ジョン・ムーアの埋葬が「もがく月光の霞んだ光の中で行われた」と教えられてきた。この記述には真実の仮面を被った詳細さが見られる。その夜が霧深かったか、また月光が見えるようになるまで苦労しなければならなかったかどうかについて疑う気にはなれない。問題となっているのは、それよりもはるかに根本的なことだ。あの記念すべき出来事の際に本当に月が輝いていたのかどうかという点を最初に指摘したのが誰かはわからないが、その問題が提起されると、『航海年鑑』はすぐに答えを提供してくれる。そこには、その真実性こそが詩であるという唯一の根拠となっている言葉で、コルナの戦いの日（1809年1月16日）の午前1時には月は新月だったと記されている。この民謡は明らかに、葬儀が戦いの翌夜に行われたことを示唆している。したがって、英雄が墓に葬られた時点で月が1日目だった可能性はほとんどない。しかし、その場合の月は実質的に見えず、霧があろうとなかろうと、目立つ月光も全く生じない。実際、詩人が主張するように葬儀が「真夜中」に行われたのであれば、その時点で月は地平線のはるか下にあったはずだ。[6]

このような例やそれに類する事例を踏まえ、ナスミス氏は、実際に月がそこに存在しているかどうかを知らずに月を舞台に取り入れたいと思う作家や芸術家たちへアドバイスを与えている。彼は彼らに『夏の夜の夢』のボトムの例に倣い、「カレンダーを使え、カレンダーを！年鑑を調べて、月明かりを探せ！」と勧めているのだ。

太陽、月、惑星、恒星といった無数の天体の中で、私たちの衛星は私たちの心に特別な位置を占めている。

注意してください。月は、私たちに最も近い恒久的な「隣人」です。時折、彗星が月よりも地球にさらに近づくこともあり得ますが、この例外を除けば、他の天体はすべて月よりも何百倍、何千倍、あるいは何百万倍も遠くに存在しています。

また、月は天界にある可視物体の中でも最も小さいものの一つであることにも注目すべきです。肉眼で見える数千の星々は、どれも私たちの衛星である月よりもはるかに大きいのです。月が明るく、見た目上大きく見えるのは、地球からわずか24万マイルの距離にあるからであり、これは地球と星々との距離と比べるとほとんど計り知れないほど短い距離です。

図23は、地球とその衛星である月の相対的な大きさを示しています。小さな球体が月を表し、大きな球体が地球を表しています。実際の直径を測定すると、地球は7,918マイル、月は2,160マイルであり、地球の直径は月の直径の約4倍です。もし地球を同じ大きさの50個の部分に分け、そのうちの1つを球体にした場合、それは月の大きさに相当します。月の表面積は、地球の表面積の約13分の1に過ぎません。

私たちの隣にある半球の面積は、地球の面積の約27分の1に相当する。大まかに言えば、これはヨーロッパ大陸の実際の面積のおよそ2倍にあたる。しかし、地球の平均密度は月に含まれる物質の密度よりもはるかに高い。地球の重さを支えるには、月と同じ重さを持つ球体が80個以上必要になるだろう。

月が私たちに見せる様々な変化の中で、一つ明らかな事実が際立っている。月が新月であれ満月であれ、上弦月であれ下弦月であれ、空高くにあろうと地平線近くにあろうと、太陽によって食されていようと、あるいは太陽自身が月によって食されていようと、月の見かけ上の大きさはほぼ一定である。これを数値で表すこともできる。直径1フィートの球体を、観測者から111フィートの距離に置けば、通常の状況では月の円盤を完全に隠すのにちょうど良い。しかし、月を完全に隠すためには、時にはその距離を103フィートまで縮めたり、逆に118フィートまで広げたりする必要がある。月がその位置の極端な範囲に達することは稀なので、月を完全に覆うために球体を置くべき距離は通常、105フィートを超え、117フィート未満である。このように月の見かけ上の大きさの変動は非常に狭い範囲内に収まっているため、初めて見たときには気づかれないこともある。月の見かけ上の大きさは、地球からの実際の距離と関連しているはずだ。例えば、月が宇宙空間へと遠ざかっていくと、その大きさは小さく見え、他の天体の中でも最も近いものの距離に達する前に、すでにごく小さなものになってしまうだろう。一方、月が地球に近づけば、その見かけ上の大きさは徐々に増していき、地球に非常に近づいたときには、空に広がる巨大な大陸のように見えるだろう。月の見かけ上の大きさがほぼ一定であることから、この天体と地球との平均的な距離もまたほぼ一定であると推測できる。その距離の平均値は239,000マイルである。稀に

その状況によっては、距離が221,000マイルをわずかに超える程度まで近づいたり、253,000マイル未満にはならない程度まで遠ざかったりするが、通常の変動幅は平均値からどちらにしても約13,000マイルを超えることはない。

月の絶え間ない変化から、私たちは月が常に動いていることを知る。そして今、これらの動きが何であれ、地球と月は現在ほぼ同じ距離を保っているに違いないということもわかる。さらに、月が天球を周回する軌道がほぼ平面上にあると考えると、私たちの衛星は中心となる地球の周りをほぼ円形の軌道で公転しているに違いないという結論に至る。実際、二つの天体が一定の距離を保つという事実は、月が地球の周りを公転することを必要条件として含んでいることが示されている。月と地球の間の引力は、両天体を互いに引き寄せようとする。このような破局的な事態を永続的に避ける唯一の方法は、実際に見られるように衛星が動くようにすることだ。地球と月の間の引力は依然として存在するが、その影響はもはや月を地球の方へ引き寄せる方向には現れない。引力は今やその全力を使って月が円形の軌道を保つように働かなければならない。もし引力がなくなれば、月は直線的に飛び出し、二度と戻ってこないだろう。

図24―月の太陽周回軌道。
月が地球の周りを公転しているという事実は、星々の観測によって容易に証明できる。私たちの衛星が昇ったり沈んだりするのは、もちろん地球の自転によるものであり、この一見すると日周期的な動きは、月も太陽や星々も共通して持っている特徴である。

しかし、月は星々の間で絶えず位置を変えていることに注意すべきだ。たった一晩のうちでも、望遠鏡を使わなくても注意深く観察すればその移動は明らかに見て取れる。月が地球の周りを一周するのに要する時間は27.3日である。

図25　—月の満ち欠け

図24では地球、太陽、月の相対的な位置が示されているが、説明を容易にするために、太陽までの距離と比べて月の軌道を大幅に拡大して表現していることに留意すべきだ。太陽に向いている月の半分は明るく照らされ、その明るい部分がどれだけ見えるかによって、月がどれだけ満ちているかが判断される。図25の数字で示されている順番に、さまざまな「満ち欠け」が現れる。初心者の中には、夜の満月の光がどうして太陽から来るのか理解するのにかなり苦労する人もいる。「地球が邪魔にならないのか？地球の反対側にある物体からの太陽光を遮ってしまうのではないか？」と彼らは尋ねる。図24をよく見ればこの疑問の答えがわかる。月が公転する平面は、地球が太陽の周りを回る平面と一致しない。地球の運動平面と月の運動平面が交わる線によって、月の軌道は二つの半円に分かれる。月の軌道は少し傾いていると考える必要があり、そのため上の半円は紙面よりやや上に、もう一方の半円は下に位置する。したがって、図に示されている状況下で月が「満月」と示されている位置にあるとき、月は地球と太陽を結ぶ直線のちょうど上に位置し、太陽光は地球を通って月に届くのである。

月が照らされる。新月の時、月は地球と太陽を結ぶ直線の下側に位置する。

地球と太陽の相対的な位置が変化するため、1回の公転ごとに2回、太陽がこれら2つの平面の交点に位置することがある。これが満月の時に起こると、地球が月と太陽のちょうど間に位置し、月は地球の影に覆われて太陽光が遮られる。この状態を月食という。月が地球の影に部分的にしか入らない場合もあり、その場合は部分日食となる。一方、新月の時に太陽が交点上に位置すると、地球が月と太陽のちょうど間に位置し、月の暗い部分が地球からの太陽光を遮って日食が起こる。通常は太陽の一部だけが隠れ、よく知られた部分日食が生じる。しかし、月が太陽の正中心を通過すると、非常に特異な2種類の日食のいずれかが起こる。時には月が太陽を完全に覆い隠し、全日食という素晴らしい光景が生まれる。これによって太陽の性質について多くのことがわかり、前章でも触れた。月が太陽の正中心を通過していても、時折月の縁の周りに細い太陽光の輪が見えることがある。これがいわゆる金環日食である。

興味深いことに、月は時に太陽を完全に隠すことができる一方で、別の時にはそれができない。月の平均的な見かけの大きさは太陽の平均的な見かけの大きさとほぼ等しいが、両者の距離の変動により、実際の見かけの大きさには一定の変化が生じる。場合によっては月の見かけの大きさが太陽のそれよりも大きくなる。この場合、月が太陽の正中心を通過すると全日食が起こる。しかし、太陽の見かけの大きさが月のそれを上回ることもあり、その場合は月が正中心を通過しても金環日食しか起こらない。

図26――地球の影の形状で、半影、つまり部分的に暗くなっている領域が示されている。半影の中では月が見えるが、影の中ではほとんど見えない。

日食や月食の様子を記述することほど興味深い天体現象はほとんどない。暦には常にその発生時期が正確に記載されており、特に目立つ特徴は望遠鏡なしでも観察できる。月食の際（図26）、最初に黒い影が見え始める瞬間を観察したり、その影が徐々に月の明るい表面を覆っていく様子を見たり、もし完全な日食であれば、月の表面にわずかな三日月形の光しか残らなくなるまで追跡したり、そして月全体が影の中に沈んでその三日月形の光も完全に消えていく様子を見るのは興味深い。しかし、実際には非常に興味深く美しい光景がしばしば現れる。月が地球の後ろに隠れて太陽光の直射光が一切届かないはずなのに、月が依然として見え続け、実際には銅色の光を放ち、表面のいくつかの模様まで識別できるほど明るいのだ。

完全な日食の最中でさえ月が照らされるのは、太陽光が地球の端をかすめただけの光線によるものだ。この光線は大気の屈折によって曲げられ、その結果内側、つまり影の中へと向かうのである。このような光線は地球の大気の非常に厚い層を通過しており、何百マイルもの空気の中を長距離移動する間に赤みがかった、あるいは銅色の色合いを帯びるのだ。この大気の性質は決して珍しいものではない。日の出や日の入り時の太陽光は、正午に放たれる光よりもはるかに赤みが強い。しかし日の入りや日の出時には、私たちの目に届く光線が正午時よりもはるかに多くの大気を通過しなければならず、そのため大気が光線に赤みを与えるのである。

あの特徴的で、しばしば美しい赤みがかった色。地平線近くにある太陽のスペクトルを調べてみると、主に青色や紫色の領域に多数の暗い線や帯が見られる。これらは大気中で光がより多く吸収されることによって生じ、その結果、このような条件下では太陽から赤い光が優勢に現れるのだ。月食の場合、太陽光は日の出や日没の時よりも2倍以上長い距離を大気中を通過しなければならず、それが月食時の赤みがかった光の原因となる。

暦書には、その年に起こる各種の日食に関する詳細な情報が記載されている。これらの予測は信頼性が高い。なぜなら、天文学者たちは何世紀にもわたって月を注意深く観測してきており、その観測から現在の月の動きだけでなく、これから先もずっと続く月の動きについても知ることができたからだ。実際の計算は非常に複雑であり、ここでは説明することはできない。しかし、日食に関しては非常に単純な基本原理があり、それについては触れておく必要がある。今年起こる日食は、昨年起こった日食や来年起こる日食とはあまり明確な関連性はない。しかし、これらの現象の連続をより長期的に見てみると、非常に明確な法則が現れる。18年間または19年間分のすべての日食を観測すれば、少なくとも大まかには、今後数年間に起こるすべての日食を予測することができる。覚えておくべきことは、ある日食の6,585-1/3日後にほぼ同様の日食が起こるという点だ。例えば、1881年12月5日に美しい月食があった。その日から6,585日、つまり18年11日戻ると、1863年11月24日になり、その時も同様の月食が起こっている。また、1881年には4回の日食があった。各日食の日付に6,585-1/3日を加えると、1899年の4回の日食の日付がわかる。月の動きが今日ほどよく理解されていなかった時代に、古代の天文学者たちが日食の再発を予測できたのは、まさにこの法則のおかげだったのである。

長期にわたる航海の際、特に危機的な状況下では、月は船乗りにとって非常に貴重な情報をもたらしてくれる。例えばリヴァプールから中国まで船を航行させる場合、船長は自船がどこにいるのかを頻繁に正確に把握しなければならない。もしそれができなければ、果てしない海原を正しい航路で進むことは決してできないだろう。太陽の観測によって緯度や現地時間はわかるが、船長が海図上の特定の地点を指して「私の船はここにある」と言えるためには、グリニッジ時間も知っておく必要がある。グリニッジ時間を把握するため、船には出発前に慎重に校正されたクロノメーターが搭載されており、万が一の誤差に備えて、通常は2つか3つのクロノメーターが用意されている。クロノメーターに1分間の未知の誤差があれば、船は本来の航路から15マイルも外れてしまう可能性がある。

図版VI
月面の地図

図27――月の図解の解説（図版VI）。

航海中にクロノメーターを検証する手段を持つことは重要であり、すべての船長が必要な時に実際に信頼できるグリニッジ時間の基準値を参照できれば大変便利だろう。実際、地球上のどこからでも見ることができるグリニッジ時計が必要なのである。そのような時計は存在し、他の時計と同様に、特定の目盛りが刻まれた文字盤と、その文字盤の周りを動く針を持っている。ウェストミンスターにある巨大な時計でさえ、船長がクロノメーターを調整するために使うその壮大な時計と比べれば取るに足らないものに思える。この驚異的な時計の文字盤こそが天空そのものである。時計の文字盤に刻まれた数字の代わりにきらめく星々があり、文字盤の上を動く針は美しい月そのものだ。船長がクロノメーターを検証したいと思ったとき、彼は測定を行うのである。

月と近くの恒星との距離です。例えば、月がレグルス星から3度離れていることがわかるかもしれません。航海暦には、月がレグルス星から3度離れていた時のグリニッジ時間が記載されています。これをクロノメーターの示す値と比較することで、必要な補正値が求められます。

月に関しては、広く信じられている神話がありますが、それは根拠のないものと見なさなければなりません。私たちの衛星と天気との間に何らかの関係があるという考えは、確かに権威ある人々によっても考えられてきましたし、多くの優秀な船乗りたちの信念の一部でもあります。しかし、天気の状況と月の満ち欠けを注意深く比較した結果、そのような関係が実際に存在するという考えは完全に否定されました。

アフリカやオーストラリアの地図には、これらの大陸の内陸部について私たちが知らないことを示す大きな空白部分がよく見られます。しかし、月の地図にはそのような空白部分はありません。天文学者たちは、地理学者がアフリカの内陸部を知っている以上に月の表面をよく知っています。イギリスの教区ほどの大きさのある月面の各所はすべて地図に記されており、特に重要な地形には名前が付けられています。

月の全体的な地図は図版VIに示されています。これは小型望遠鏡を使って作成された図に基づいており、私たちの方を向いている月の側面全体が見えます。月は天文望遠鏡で見た姿のまま描かれており、すべてが逆転しているため、南が上に、北が下になっています（物体を正常な姿で見るためには望遠鏡の接眼レンズに追加のレンズが必要ですが、これによって目に届く光量が減少してしまうため、天文望遠鏡ではこれらは省略されています）。この地図上では、月面の特徴的な景観が見て取れます。通常の満月でよく見られる暗い領域も地図上では容易に識別できます。望遠鏡が登場する以前の天文学者たちは、これらを海だと考えていました。実際、「マレ」という名前も今でも使われていますが、現在そこに水があるわけではないことは明らかです。

この地図には、ある種の尾根や隆起した部分も示されており、これらを測定してみると、それらが巨大な山脈であることがわかる。しかし月面で最も目立つ特徴は、表面に数多く散在する環状の物体であり、これらは月のクレーターとして知られている。

主な見どころを容易に確認できるよう、索引地図（図27）を作成した。これにより、地図上に描かれている各物体の名称を把握する手がかりが得られる。いわゆる「海」は大文字で表されており、Aはマレ・クリシウム、Hはオーシアヌス・プロケラルムを意味する。山脈は小文字で示されており、索引上のaはいわゆるコーカサス山脈の位置であり、同様にアペニン山脈はcで示されている。多数あるクレーターは数字で区別されており、例えば索引上の20に対応する地図上の地点がプトレマイオスと呼ばれるクレーターである。

A. マレ・クリシウム
B. マレ・フエクンディターティス
C. マレ・トランキリターティス
D. マレ・セレニターティス
E. マレ・インブリウム
F. シヌス・イリドゥム
G. マレ・ヴェポルム
H. オーシアヌス・プロケラルム
I. マレ・フムオルム
J. マレ・ヌビウム
K. マレ・ネクタリス

a. コーカサス山脈
b. アルプス山脈
c. アペニン山脈
d. カルパティア山脈
f. コルディレラ山脈およびダレンベール山脈
g. ルーク山脈

h. デルフェル山脈
i. ライプニッツ山脈

1. ポシドニオス
2. リンネ
3. アリストテレス
4. アルプスの大谷
5. アリスティッルス
6. アウトロリコス
7. アルキメデス
8. プラトン
9. エラトステネス
10. コペルニクス
11. ケプラー
12. アリスタルコス
13. グリマルディ
14. ガッセンディ
15. シッカルト
16. ヴァルゲンティン
17. クラヴィウス
18. 第谷
19. アルフォンスゥス
20. プトレマイオス
21. カタリーナ
22. キリルロス
23. テオフィルス
24. ペタヴィウス
25. ヒギヌス
26. トリースネッカー

どの地理図帳にも、地球の東半球と西半球を示す地図が載っている。月の場合は、単純な理由から一方の半球のみの地図しか示すことができない。その理由とは月が

月は常に同じ側を私たちの方に向けているため、もう一方の側は決して見ることができない。これは、月が自転するのにかかる時間と地球の周りを一周するのにかかる時間がまったく同じだという興味深い事実によって引き起こされる。しかし、月の自転は一定の速度で行われるのに対し、月の公転速度は完全に一定ではない（第IV章参照）。その結果、時には東側の縁からわずかに月の姿を垣間見ることができ、また時には西側の縁からも同様に月の姿を見ることができ、まるで月が私たちに向かって優しく首を振っているかのようだ。だが、この揺動によって私たちが観察できるのは月の裏側のごくわずかな部分に過ぎない。

月面の天体は、太陽光が適切な角度で当たり、明暗のコントラストがはっきりと現れるときに観測に最適である。満月のときは目立った影ができないため、満月時には満足のいく観測は不可能だ。特定の月面の天体を観測するのに最適なのは、その天体が明るい領域と暗い領域の境界上に位置しているときで、そのときには地形の特徴が非常にはっきりと浮かび上がってくる。

図版VII[7]は月面の風景を示したもので、描かれている天体は天文学者によって「トリスネッカー」と呼ばれている。ここに含まれる範囲は月全体の表面積のごくわずかな部分に過ぎないが、実際の面積は数百平方マイルにも及び、非常に広大である。そこにはさまざまな形の月面の山々が見られ、画像の中央にあるのは、月面のどの風景でもよく見られる特徴的なクレーターの一つである。このクレーターの直径は約20マイルで、中心部には高い山があり、その頂上は、画像に描かれている月の姿勢において昇る太陽によってちょうど照らされている。

図版VIIIには月面のクレーターの典型的な様子が示されている。これは疑いなく、ある程度想像上のスケッチである。画家が写真を撮ったと思われる視点は、地上の天文学者には到底到達不可能なものだが、それでもこれが正確な描写であることに疑いはほとんどない。

月面の物体たち。しかし、それがどれほどのスケールで描かれているかを忘れてはならない。その巨大なクレーターは何マイルもの幅があり、中央にある山は数千フィートもの高さがあるはずだ。最良の望遠鏡であっても、月が24万マイル離れているのではなく250マイル離れている場合と変わらず、肉眼で見られる程度の状態しか示してはくれない。したがって、たとえ最も高性能な望遠鏡を使ったとしても、250マイルの距離からでも見えるほど粗大なものでない限り、月面の詳細を観測できるとは期待できない。このような視点から見れば、イングランドもまた、国全体の地表と対照的に、ロンドンが単なる色付きの点としてしか見えないだろう。

しかし、ここで少し想像上の描写から離れて、望遠鏡が実際に何を明らかにしてくれるのか、より現実的な観察に戻ろう。図IXは、望遠鏡を使う人なら誰もがよく知っている巨大なクレーター、プラトンを示している。このクレーターの底面はほぼ平らであり、他のクレーターでよく見られる中央の山は全く存在しない。これについては、月面の物体一覧の中でより詳しく説明する。

月面の山々は長く、はっきりとした影を投げる。その鋭さは、地球上の物体が作る影には見られない特徴だ。この違いは、月面に空気がないために生じる。地球の大気は光を拡散させるため、地上の影の黒さを和らげ、その輪郭を鈍らせる傾向がある。しかし月面にはそのような影響はなく、この影の鋭さを利用して月面の山々の高さを測定しようと試みているのだ。

教会の尖塔や高い煙突、その他同様の物体の高さは、その影の長さから簡単に計算できることが多い。最も簡単で正確な方法は、正午に物体の基部から影の先端までの距離を測定することだ。その日の正午時の太陽の高度は暦から得ることができ、そうすれば簡単な計算によって物体の高さがわかる。実際、もし観測をロンドンの緯度付近で4月6日または9月6日に行えば、計算は不要だ。

指定された日時における正午時の影の長さは、その天体の高度と等しくなる。夏には正午時の影の長さは高度よりも短く、冬には影の長さが高度を超える。もちろん、日の出や日没時の影は正午時よりもはるかに長く、月面で観測されるのもこの種の影である。必要な測定は、赤道望遠鏡に不可欠な補助具であるマイクロメーターによって行われる。

この言葉は微小な距離を測定するための器具を指す。ある意味では、この用語は適切とは言えない。天文学者がマイクロメーターを使う対象は、通常全くもって小さいものではない。それらは一般に非常に巨大なサイズで、月や太陽、あるいは私たちの銀河系全体をはるかに超えている。それでもなお、この名称は全く不適切というわけではない。なぜなら、どんなに巨大な対象であっても、その距離が非常に遠いため、望遠鏡を通して見ても通常はごく小さいように見えるからだ。

このような測定には、極めて高精度な性能を持つ器具が必要となる。ここでもまた、以前に別の分野でその役割について触れた「スパイダーライン」の助けを借りる。ファイラー型マイクロメーターには2本の平行なスパイダーラインがあり、もう1本の線がそれらと直角に交わっている。これらの平行線のうち1本または両方は、絶妙な技術で作られたネジを使って動かすことができる。線が動いた距離は、ネジの回転数や1回転のうちの何分の1回転かを記録することによって正確に示される。まず2本の線を一致させ、次に月面上の山の見かけ上の影の長さが2本の線の間隔と等しくなるまでそれらを離す。そうすれば、その影の長さに相当するマイクロメーターネジの回転数がわかる。ネジが1回転したときに月面上で進む距離は、以前の観測によって既に求められているため、影の長さを算出することができる。また、測定が行われている瞬間に、月面上のその位置にいる観測者にとって太陽の高度も求めることができ、それによって山の実際の高度を計算することができる。測定によって…

このようにして、例えば円形の壁で囲まれた平地を取り巻く城壁の高さといった、月面の他の物体の高さも測定することができる。

望遠鏡で観察できる天体としての月の美しさや興味深さから、私たちは学生に対して、月が持つ特に注目すべき特徴についてやや詳細に説明したくなる。ここで説明するほとんどの物体は、ごく普通の望遠鏡でも十分に観察することができる。しかし、これらすべてを一度にははっきりと見ることはできない点に留意すべきだ。最もはっきりと見えるのは明るい部分と暗い部分の境界である。したがって、観測者は自分が観測している時にその境界付近にある物体を選んで観察することになる。

1. ポシドニウス――この大きなクレーターの直径は約60マイルにも及ぶ。周囲の壁は比較的薄いものの、非常にはっきりとした輪郭を持っているため、非常に目立つ。月面の火山ではよく見られることだが、このクレーターの底は周囲の平地よりも低く、今回の場合は約2,500フィートも下にある。

2. リンネ――この小さなクレーターは静寂の海に位置している。約60年前には直径が6.5マイルほどあると記述され、かなり目立つ存在だったようだ。1866年にアテネのシュミットが、このクレーターが消滅したと発表した。それ以来、ごく小さな浅いくぼみしか見えなくなり、現在では全体としてほとんど目立たなくなっている。これは月面の物体が変化したことを最も明確に示す事例のようだ。どうやらクレーターの壁が内部に崩れ落ち、部分的に埋め尽くされたようだが、18世紀末のハノーファー出身の天文学者シュレーターがその場所に目立つクレーターは何も見ていないようだったため、多くの天文学者は実際に変化が起こったとは考えていない。もっとも彼の観測記録はかなり不完全だったと認めざるを得ない。月面の高さを測定する際にシュミットがどれほど熱心に研究を行ったかを示す例として、6年間で約57,000回もマイクロメーターを調整して測定を行ったという事実が挙げられる。彼が作成した月面の山々の詳細な地図は、なんと2,731回もの測定に基づいているのである。

図面やスケッチが二重に数えられている場合、それらは地図の二つの領域を描くために使用された可能性がある。

3. アリストテレス――この偉大な哲学者の名前は、直径50マイルもある巨大なクレーターに付けられている。その内部は非常に起伏に富んでいるが、はっきりとした中央の円錐形の地形は見られない。しかし、高さ10,500フィートを超えるクレーターの壁が床面を覆い尽くしているため、その特徴をはっきりと見ることはできない。

4. アルプスの大谷――幅が3.5マイルから6マイルに及ぶ、驚くほど直線的な谷が月のアルプスを貫いている。メードラーによれば、その深さは少なくとも11,500フィートで、長さは80マイル以上に及ぶ。谷の両側に平行に伸びるいくつかの低い尾根は、地滑りの結果である可能性がある。

5. アリスティルス――好条件の下では、ロス卿の巨大な望遠鏡によって、この壮大なクレーターの外側に中心部から放射状に伸びる深い溝があることが確認されている。アリスティルスの幅は約34マイル、深さは10,000フィートである。

6. オトリュコスは前述のクレーターよりやや小さく、メードラーが考えた月のクレーター間の明確な関係に従って、より小さい方が通常南側に位置する形で対をなしている。端付近ではこの配置は実際よりも目立つ傾向があり、単に縮小効果によるものに過ぎない。

7. アルキメデス――直径約50マイルのこの広大な平野の滑らかな内部は、明るさの異なる筋状のものによって東西に走る7つの明確なゾーンに分かれている。中央に山や他の明らかな活動の痕跡はないが、不規則な壁が急峻な塔のようにそびえ立ち、外部にははっきりとした段差が見られる。

プレートB。
月の一部。
（アルプス、アルキメデス山脈、アペニン山脈。）
ロウィー＆ピュイソー社。

8. プラトー――すでに言及したように、これはごく小さな望遠鏡でも見分けられる広大な円形の平野である。東側の壁の平均高さは約3,800フィートで、西側は

やや低いものの、高さ約7,300フィートに達する峰が1つある。この巨大な壁に囲まれた平野は広大で、直径約60マイルのやや不規則な円形をしており、面積は2,700平方マイルに及ぶ。その平野の地面には、図版IXに西側の壁の影が示されており、また多数の小さなクレーターのうち3つも描かれている。忍耐強く観測を続けた人々によって多数のクレーターが発見されている。クレーターから左側へ伸びる細く鋭い線は、月面を様々な方向に走る特異な「裂け目」の一つである。さらに左側にも別の裂け目が見られる。プラトウの上にはいくつかの独立した山々があり、その中で最も高いのがピコで、高さは約8,000フィートである。その長く尖った影を見ると、一見すると非常に急峻な斜面であると思われるが、月面の傾斜角を専門的に研究したシュミットは、それが頻繁に登られるスイスの多くの山々ほど急峻ではないと考えている。プラトウの平野では30個もの微細なクレーターが注意深く観察されており、W.H.ピッカリング氏はそこに変化が認められると考えている。

9. エラトステネス――直径37マイル以上もあるこの深いクレーターは、アペニン山脈の巨大な山系の端に位置している。おそらく、エラトステネスはかつて、これらの巨大な山々の比較的クレーターの少ない峰々を形成した莫大な力の火山噴出口だったのであろう。

10. コペルニクス――月面のクレーターの中でも、これは最も壮大で最もよく知られているものの一つである。西側の地域には無数の微細なクレーターが点在している。中央には高さ約2,400フィートの多峰の山がある。その内部に見られる段差状の地形は、巨大な溶岩海が繰り返し上下動し、部分的に凍結した後に再び後退することによって生じたものだと考えるのに十分な根拠がある。満月の時には、コペルニクス・クレーターの周囲に放射状の筋が見える。

11.ケプラー――このクレーターの内部の深さは10,000フィートにも達するが、周囲の壁は非常に低く、しかも先の天体を取り巻く明るい光線と同様の輝く物質で覆われている点が特徴的である。

12. アリスタルコスは月面のクレーターの中で最も明るいもので、大きな望遠鏡を使って低倍率で観察すると特に鮮明に見える。その明るさは非常に高く、新月直後の暗い側でもしばしば見られるため、活動的な月面火山が存在するという驚くべき話が生まれた。南東にはもう一つの小さなクレーター、ヘロドトスがあり、その北側には幅が2.5マイルを超えない狭くて深い谷があり、見事なジグザグを描いている。これは月面の「裂け目」の中では最大級のものである。

13. グリマルディは、同じ大きさのものの中で最も暗い天体として注目に値する。極めて特殊な状況下では肉眼で見ることもでき、その面積は約14,000平方マイルと推定されているため、肉眼だけでは月面のどれほど微細な部分を識別できないかがわかる。ただし、グリマルディは常にかなり縮小して見えることも付け加えておくべきだ。

14. ガッセンディという巨大なクレーターは、その複雑な「裂け目」の構造のため、頻繁に地図に記載されてきた。その北端では、より小さいがはるかに深いクレーターと繋がっており、ガッセンディの底全体が照らされた後でも、そちらのクレーターはしばしば黒い影で満たされている。

15. シッカルドは月面で最も大きな壁状平野の一つで、幅は約134マイルに及ぶ。その広大な範囲内にはマードラーによって23個の小さなクレーターが発見されている。この天体についてシャコルナックは、月面の曲率のため、底の中央にいる人は「自分が果てしない砂漠の中にいる」と思うだろうと指摘した。なぜなら、周囲の壁は場所によっては高さがほぼ10,000フィートにも達するが、完全に視界の下にあるからだ。

16. それに近い場所にワルゲンティンがある。内部への傾斜がほとんどないため、これが実際には凝固した溶岩でほぼ満たされた巨大なクレーターであることに疑いの余地はほとんどない。

17. クラウィウス――月面の南緯60度付近に位置するこの巨大な領域の面積は16,500平方マイル以上に及ぶ。その内部や壁面には多くの峰や二次的なクレーターがある。クラウィウスの表面での日の出を望遠鏡で観察する様子は、まさに…と言われている。

メードラーは言葉では表現しがたいほど壮麗である。その峰の一つは、含まれるクレーターの底から24,000フィートもの高さに達している。メードラーは、この荒涼とした地域には太陽光が決して届かないほど深いクレーターが存在する一方で、まるでそれを補うかのように、夜間よりも昼間の方がほぼ2倍も長い場所もあると述べている。

18. 満月を望遠鏡や小さな手動望遠鏡で観察すると、そこから放射される眩しい光線や筋状のもののために、他のどのクレーターよりも際立って見えるクレーターがすぐにわかる。これが壮大なティコであり、深さは17,000フィート、直径は50マイルに及ぶ（図X）。その底の中央には高さ6,000フィートの峰がそびえ、内部の斜面には一連の段々がある。しかし、私たちを最も驚かせるのは、その神秘的で明るい光線である。太陽がティコの上に昇ると、これらの光線は完全に見えなくなり、実際、その時のティコ全体はあまりにも暗く、周囲の山々の中からティコを見分けるには熟練した目が必要である。しかし、太陽が地平線から約30度上昇すると、これらの光線は暗闇から現れ、徐々に明るさを増していき、月が満月になると、月面で最も目立つ存在となる。その長さは数百マイルから2,000マイル、ある場合にはほぼ3,000マイルにも及ぶ。これらの光線は広大な平原を横切ったり、最も深いクレーターの中へ入ったり、最も高い山頂の上を通ったりする。地球上にはこれらと比較できるものは何もない。これらの光線は満月頃にしか見えないため、その可視性は、光が視線上にどれだけ近く当たるかに依存しており、それが現れる表面、つまり山や谷の傾きとは全く関係がない。したがって、これらの光線の表面の各小部分は、どの角度から見ても観察者に対して対称的な形状をしていなければならない。球体だけがこの条件を満たすように思われるため、コープランド教授は、これらの光線の表面を構成する物質は、多くのやや完全な球形の小球体から成っているに違いないと提案している。これらの光線は、月面のくぼみの部分を表しているに違いない。

球形の微小な窪みがあるか、または無数の微小な透明な球体で覆われている。[8]

月面の中心付近には、どのような照明条件下でも私たちの視界に完全に開かれた細かい環状平野が存在する。その中でも特に挙げられるのは2つ——アルフォンスゥス（19）で、その底面には2つの明るい斑点といくつかの暗い斑点があり、これらは表面の不規則性では説明できない特徴を持っている。——プトレマイオス（20）。ここにはいくつかの小さな閉じたクレーターがあり、その底面には多数の低い尾根が走っており、太陽が昇ったり沈んだりする時にそれらが見える。

21、22、23。——月が5日から6日目の頃には、この美しい3つのクレーター群が観測に適した位置にある。これらはカタリナ、キリルス、テオフィルスと名付けられている。この群の中で最も南に位置するカタリナは深さが16,000フィート以上あり、広い谷によってキリルスと繋がっている。しかしキリルスとテオフィルスの間にはそのような接続はない。実際、キリルスの周囲にあるモンブランほど高い巨大な壁々は、テオフィルスが形成される前にすでに完全にでき上がっていたようであり、テオフィルスの壁は古い隣のクレーターの領域まで大きく侵入している。テオフィルスは直径約64マイルのはっきりとした円形のクレーターで、内部の深さは14,000フィートから18,000フィートあり、底面にはその高さの3分の1ほどの高さを持つ美しい中央の山々がある。テオフィルスは月面で最も深いクレーターではあるが、二次的な噴火による変形はほとんどない。一方、カタリナの底面や壁面には、さまざまな大きさの小さなクレーターが連なっており、互いに衝突して部分的に破壊し合っている様子が見て取れる。年の春、月が上弦の少し前の時期には、この教育的な意味を持つ死火山群を、夜の都合の良い時間帯に非常にはっきりと観察することができる。

図版VII.
トリースネッカー。
（ナスミスによる）

24. ペタヴィウスはその巨大な大きさだけでなく、二重の城壁を持つという珍しい特徴でも注目に値する。新月直後や満月直後には美しい姿を見せるが、太陽が地平線から45度以上上昇すると完全に姿を消してしまう。クレーターの底は著しく凸状で、中央部には深い裂け目が走る丘々の群れがある。

25. ヒギヌスは月面の中心付近にある小さなクレーターである。月面の最も大きな裂け目の一つがまさにこのクレーターを通過し、その際に急激に方向を変えている。

26. トリスネッカー――この素晴らしいクレーターについては既に記述されているが、図版VIIに顕著に示されている複雑な裂け目系に注目を促すために再び言及する。これらの裂け目が窪地であることは、内部の影から明らかである。多くの場合、その縁は明らかに隆起している。これらは月面の断層のように思われる。

月面の実際の縁に突き出た形で時折見られる様々な山々の中で、ライプニッツにちなんで名付けられたもの들が最も高いようだ。シュミットによると、最も高い峰は周辺の谷から41,900フィート以上も高い。これらの標高を地球上の山々の標高と比較する際には、陸地の高さに海の深さを加えなければならない。このように計算すると、地球上で最も高い山々でさえも、月面にあるどの山々よりも高いことになる。

次に、月面に見られるこれらの驚くべき地形の起源という重要な問題について論じなければならない。まず、この問題に関する我々の証拠は間接的なものに過ぎないことを認めなければならない。月面のこれらの特異なクレーターが火山活動によって形成されたということを疑いの余地のない証拠によって立証するためには、月面上で火山噴火が目撃され、その噴火が中央からそびえる山があろうとなかろうと、有名な環状構造の形成につながったのが見られる必要があるように思われる。しかし、そのようなことは一度も目撃されていないと言うのはやや強調しすぎた表現だろう。特定の機会に、注意深い観測者たちは微細な局所的変化が起こったと報告している。

月。すでに述べたように、リンネと呼ばれるクレーターは、月の住民にとっては確かにかなり大きなものだが、望遠鏡で観測するとごく小さな物体にしか見えず、何らかの変化が起きたのではないかと考えられていた。また別の機会には、ヒギヌスという有名な天体の近くに微小なクレーターができたのではないかと思われた。このような事例を列挙するだけでも、現在、月の表面を乱すような顕著な要因は存在しないという主張がいかに正しいかが明らかになる。たとえこれらの些細な変化の疑いが実際に証明されたとしても――これは多くの天文学者が受け入れるにはやや無理があるかもしれないが――それでも月の表面の広範囲を覆う巨大なクレーター群を生み出した壮大な現象と比べれば取るに足らないものである。

そうして私たちは、月がかつては現在よりもはるかに活発だったに違いないという結論に至らざるを得ない。また、最近になってその活動が止まった理由についても、合理的、あるいは少なくとも説得力のある説明を与えることができる。では、太陽系内の他の二つの天体、地球と太陽を見て、それらを月と比較してみよう。この三つの天体の中で、太陽は圧倒的に最も大きく、一方月は地球に比べてはるかに小さい。また、太陽の温度は非常に高いに違いないが、徐々にその熱を放出していることも疑いようがない。固体の岩石や粘土で構成され、大部分が広大な海洋に覆われている地球の表面には、高温の明確な痕跡はほとんど見られない。それにもかかわらず、通常の火山現象から判断すると、地球の内部には依然として灼熱の温度が存在している可能性が高い。

大きな物体が加熱されると、同じ温度に達した小さな物体よりも冷却に時間がかかる。大きな鉄製の鋳物は数日かけて冷却されるが、小さな鋳物は数時間で冷えてしまう。太陽系における熱の元が何であったにせよ――これは今は議論しない問題だが――これらの異なる天体がすべて元々加熱されており、長い歳月をかけて徐々に冷却されてきたことは明らかだと思われる。太陽はあまりにも巨大で、まだ冷却する時間がなかったのだ。中程度の大きさを持つ地球は……

外側は冷え切っているが、内部には依然として大量の熱が残っている。一方、最も小さい天体である月は、その熱をあまりにも失ってしまったため、表面で重要な変化が起こるのは、もはや内部のエネルギーによってではない。

したがって、月のクレーターの起源は、月の歴史のかなり古い時代にあると考えざるを得ない。その時代がどれほど遠いかを知る手がかりはないが、月の火山が極めて古いものであると推測するのは理にかなっている。月が、巨大なクレーターとして残っているような激しい活動を起こすのに十分な熱を持っていた頃、地球も現在よりはるかに高温だったに違いない。月の火山が活発に活動できるほどの熱を持っていた時期には、地球はおそらく表面で生命が存在できないほど高温だったのだろう。この仮定によれば、月のクレーターの古さは、人類の歴史のような数世紀や数千年という単位では到底測りきれないほど大きいということになる。プラトンやコペルニクスが観測した巨大なクレーターが現在の形になるまでに、何百万年もの時間が経過している可能性も決して低くない。

ここで、月のクレーターの形成過程について説明してみよう。この問題に関する最も有力な見解は、ナスミス氏が提唱したもののようだが、彼の理論にも決して問題がないわけではない。彼の理論によれば、月のクレーターの周囲にある壁がどのようにして形成され、平原の中央にしばしば見られる巨大な山がどのようにして生まれたのかを説明することができる。図28には、クレーターが活発だった時代の月の火山口の想像図が示されている。ここでは、内部の力が灰や石を噴出させ、それらが火山口からかなり離れた場所に落下する様子が、最大限のエネルギーを伴って描かれている。このようにして蓄積された物質が、クレーターを取り巻く壁を構成しているのだ。

2番目の図（図29）は、クレーターがより後期の段階にある様子を描いている。もはや驚異的な爆発力は消え去り、

おそらくしばらくの間活動が停止していたのであろう。再び火山が活動を始めるが、今度は元のエネルギーのごく一部しか発揮されない。同じ噴火口からは比較的弱い噴出物が出てきて、噴火口の周辺に物質が堆積し、中央に山が形成される。最終的に活動が収まり、火山が静かになると、古いクレーターを取り巻く壁や内部にある山々が、かつての強大なエネルギーの証拠となる。一部のクレーターに見られる平らな底面は、後に固まった溶岩の流れによって形成された可能性も高い。その後も多くの場合で再び噴火が起こっている。

クレーターの構造をこのように説明する際の主な困難点の一つは、これらの構造物が非常に巨大なサイズに達することである。月面上には直径40〜50マイルもある古代の火山が存在する。実際、中央に山がそびえる形良い環状構造もあり、その直径は78マイルにも及ぶ（ペタヴィウス）。中央にある噴火锥が、ペタヴィウスの中心からその壁までの39マイルもの距離まで物質を運ぶことがどうして可能か、想像するのは難しい。しかし、月の重力は地球のそれよりもはるかに弱いという点を考慮すれば、説明は容易になる。

図版VIII.
通常の月面クレーター。

図28.—活動中の火山。

図29－その後の微弱な活動
私たちの衛星が地球に比べていかに小さいかは、すでに見てきた通りだ。80個の月が一つに集まっても、その重さは地球の重さには及ばない。地球上では1オンスは1オンスの重さであり、1ポンドも同様に1ポンドの重さだ。しかし、ここで6オンスの重さの物は月では1オンスの重さしかなく、6ポンドの重さの物も月では1ポンドの重さしかない。地球上で1袋のトウモロコシを運べる労働者なら、同じ力で月では6袋のトウモロコシを運ぶことができる。地球上でボールを100ヤード先まで投げられるクリケット選手なら、全く同じ力で月では同じボールを600ヤード先まで投げることができる。ヒアワサなら、最初の矢が地面に落ちる前に10本の矢を次々と空に放つことができるが、月では矢筒の中の矢をすべて使い果たしてしまうだろう。月では砲弾を39マイルも離れた場所まで飛ばす火山であっても、地球上で砲弾を6～7マイル先まで飛ばすのに十分な爆発力があればよいのだ。適切に設置された現代の大砲なら、容易にこの偉業を成し遂げることができる。

図30．—溶岩による平坦な地面の形成。

また、月面には同じ種類のクレーターが無数に存在し、その大きさもさまざまであることも忘れてはならない。直径2、3マイルほどのごく小さなものから、先ほど述べた巨大なペタヴィウスクレーターに至るまで、段階的に大きくなっていく。より小さなクレーターについては、火山活動によって形成されたと考えるのにほとんど問題はない。そして、最も小さいクレーターから最も大きなクレーターまでの連続性が途切れていないため、最も大きなクレーターでさえも同じようにして形成されたと考えるのは十分理にかなっている。

しかし、月面の一部の地形は内部からではなく外部からの作用によって説明される可能性があることにも言及しておくべきだ。G.K.ギルバート氏は、月面の地形が月面に落下する天体の衝突によって形成されたという見解を裏付ける証拠を挙げている。この見解によれば、雨の海は衝突が起こった場所であり、周囲の月面の地形もその結果生じたものだという。ギルバート氏は、その溝が隕石のような高速で飛来した巨大な物体によって削られたものだと説明している。

月面の風景は極めて奇妙で険しい。それは常に私たちに不毛な砂漠を思い起こさせ、地球上で見慣れている草地や緑の森が全く存在しないことに気づかずにはいられない。ある点において、月は地球とそれほど異なる環境にあるわけではない。地球と同様に、月にも昼夜の繰り返しがあるが、月の1日は地球の29日分もあり、月の1夜も地球の29日分も続く。私たちは太陽の光によって温められるが、月も同様だ。しかし、何であれ……

月の長い昼間の気温は、月の夜の寒さが地球上で最も厳しい地域で知られている寒さを上回ることは確実だろう。月から私たちの方へ放射される熱の量については、ロス卿や最近ではラングリー教授によって研究が行われてきた。月面のあらゆる場所が2週間にわたって途切れることなく太陽光にさらされているにもかかわらず、土壌の実際の温度はそれほど高くはなり得ない。月には、地球のように受け取った熱を保持し蓄積する大気という「暖かい毛布」が存在しないのだ。

たとえ最も大型の望遠鏡を使っても、月に生命が存在しうるかどうかを直接判断することはできない。カリフォルニアの巨大な木々が月の山々に生えており、象が平原を歩き回っているかもしれないが、私たちの望遠鏡ではそれらを見ることはできない。月面上で私たちが見ることのできる最小の物体は、かなり大きな大聖堂ほどの大きさがあるため、もし私たちが知っているものに似たサイズの有機的な生物が存在したとしても、望遠鏡で見えるほどの大きさにはならないだろう。

したがって、月に生命が存在しうるかどうかを判断するには、間接的な証拠に頼るしかない。天文学者たちは、私たちが知っている形の生命は存在し得ないと考えているとすぐに言える。生命に必要な条件の中で、水は最も重要なものの一つだ。岩に生える地衣類から森の巨大な木々に至るまで、あらゆる植物の成分には水が含まれており、水がなければ生命は存在し得ない。動物の生命にとっても水は同様に不可欠であり、この要素がなければあらゆる有機的生命、つまり人間自身の生命でさえも想像不可能だ。

したがって、月に水が存在しない限り、私たちが知っている形の生命は存在し得ないと結論せざるを得ない。もし月にいる誰かが望遠鏡を通して地球を観察したら、こちらに水があるのが見えるだろうか。ほぼ間違いなく見えるだろう。彼は雲を見て、その絶え間ない変化に気づくだろう。そして雲だけでも、水の存在を示すほぼ決定的な証拠となるのだ。月にいる天文学者は…

月から見れば、私たちの海洋もまた色付いた表面として見えるだろう。それは陸地とは著しく対照的であり、おそらく海の滑らかな部分に反射した、まるで明るい星のような太陽の姿も頻繁に見えることだろう。実際、地球の半分以上が海洋に覆われており、残りの大部分も雲に覆われがちであることを考えると、月の天文学者が地球を眺めるときには、何らかの形で水以外のものはほとんど見えないだろう。おそらく彼は、地球は両生類の住処としてしか適していないと結論づけるに違いない。

しかし、私たちが望遠鏡で月を観察しても、水の直接的な証拠は見つからない。よく見ると、いわゆる月の海というのは実際には砂漠であり、小さなクレーターや岩々が点在している。望遠鏡では海も海洋も、湖も川も見えない。また、月の景観の壮大さも、その表面に雲がかかっても損なわれることはない。月が地平線上にあり、地球の雲が邪魔にならないときには、衛星の表面の様子をはっきりと見ることができる。月には雲はなく、水がある場所には必ず発生する霧や蒸気さえも存在しない。そのため、天文学者たちは地球を取り巻くその表面が不毛で水のない砂漠であると結論づけている。

有機生命にとってもう一つの重要な要素も月には存在しない。私たちの地球は、表面に存在し、頭上約200〜300マイルの高さまで広がる厚い大気層に囲まれている。大気が生命にとっていかに必要かは言うまでもない。したがって、月にも大気層が存在しうるかどうかという問題に興味を持って目を向ける。ここで考える問題をはっきりと理解しよう。地球から月へ向かう旅を始める旅行者を想像してみよう。進むにつれて空気は徐々に希薄になり、最終的に地球表面から数百マイル上空に達した頃には、地球の大気層の痕跡はすべて消え去っているだろう。大気層を完全に通過した時点で、彼が進んだ距離は全体のごくわずかな部分に過ぎないのである。

24万マイルもの距離があり、月に到達するまでにはまだ越えなければならない広大な真空領域が残っている。もし月も地球と同じように大気に覆われているなら、旅行者が旅の終わりに近づき、月面から数百マイルの距離まで来た時、再び大気の痕跡に出会うことになり、その密度は徐々に高まっていき、ついに月面に到達するだろう。そうなれば、旅行者は旅の始めに一つの大気層を通過し、終わりに別の大気層を通過することになり、旅の大部分は空気ポンプの排気口よりもさらに真空度の高い宇宙空間を通過することになる。

もし月が地球を取り巻くような大気に覆われているなら、このような状況になるだろう。しかし実際はどうか？月に近づく旅行者は、私たちの呼吸に適した空気を探しても無駄に終わるだろう。月の表面付近にはごくわずかな気体物質の痕跡がある可能性はあるが、それは現在地球が持つ豊富な大気量のごくわずかな割合に過ぎない。私たちが理解する呼吸に関するあらゆる観点から見れば、月には空気が存在しないと言え、地球の住民がそこに移動した場合、宇宙空間の真ん中にいるのと同じように確実に窒息してしまうだろう。

しかし、どうやってこれを知ったのかという疑問が生じるかもしれない。空気は透明なのではないか。では、どうして望遠鏡で月に本当にそのような大気層があるかどうかを確認できると考えられるのか？私たちは間接的だが非常に信頼性の高い観測方法によって、月が大気を持たない状態であることを知るのである。様々な根拠が挙げられるが、最も決定的なのはいわゆる「掩蔽」現象が起こった時に得られる情報である。時々、月が地球と恒星の間に直接入ることがあり、その結果恒星が一時的に見えなくなるのが「掩蔽」である。私たちはこの現象が起こる瞬間を観測することができ、恒星が突然消えていく様子は一般的に注目される。もし月が豊富な大気に覆われているなら、月の動きによってこの気体層が介在することで恒星が徐々に消えていくはずであり、掩蔽時に見られるような急激な消失は起こらないはずだ。[9]

月に大気が存在しない理由をどのように説明できるか考えてみましょう。私たちが「ガス」と呼ぶものは、現代の研究により、極めて多数の分子から成り、それぞれの分子が非常に速い速度で運動しているものであることがわかっています。この運動は、ある方向に短距離だけ続くだけで、すぐに他の分子と衝突し、その結果各分子の運動方向や速度は絶えず変化していきます。一定の温度においては、各ガスの分子に固有の平均速度があります。地球の大気中にある酸素や窒素のように複数のガスが混在している場合でも、各ガスの分子はそれぞれ固有の速度で運動を続けます。地球の大気境界付近の温度を推定できる限り、そこに存在する酸素分子の平均速度は秒速約4分の1マイル程度だと考えられます。窒素の速度もほぼ同じであり、一方水素分子の平均速度は秒速約1マイルで、実際にはどのガスの分子速度よりもはるかに高い値です。

図版IX
プラトン
（ナスミスによる）

空に投げられた石はすぐに地面に戻ってくる。垂直上向きに発射された小銃の弾丸も、どんどん高く上昇していき、やがてその運動が止まり、再び下向きに落ちてくる。ここで、無限の強度を持つ小銃と、無限の力を持つ火薬があると仮定してみよう。装薬量を増やせば、弾丸はますます高く上昇し、地面に戻るまでの時間もだんだん長くなる。弾丸が下降するのは地球の引力によるものだ。重力は弾丸が飛行している間ずっと作用し続け、徐々にその速度を低下させ、上向きの運動を打ち消し、最終的には弾丸を地面に落としてしまうのである。

弾丸は戻ってくる。高さが上がるにつれて引力の効率が低下することを忘れてはならない。したがって、物体が非常に大きな初速を持ち、それによって極めて高い場所まで上昇した場合、その戻りは二つの理由によって遅れる。第一に、戻ってくるために移動しなければならない距離が大幅に増加すること、第二に、物体を引き戻す際の重力の効率が低下することだ。速度が大きくなればなるほど、重力が物体を引き戻す力は弱くならざるを得ない。物体が上昇するにつれて絶えず弱まっていく重力が、その速度を完全に相殺できない程度まで速度を上げることも考えられる。そうなれば、一度放出された物体が二度と戻ってこないという驚くべき事態が起こる。

この論理を数値的に示し、上向きに6〜7マイル/秒の速度があれば、物体を地球の重力圏から完全に外へ運び出すのに十分であることを示すことも可能だ。この速度は我々の砲兵兵器の限界をはるかに超えている。実際、これは大砲の弾丸の速度の少なくとも12倍は速い。たとえそれを実現できたとしても、空気の抵抗が克服不可能な障害となるだろう。しかし、こうした考察は、各惑星にはその天体に適した特定の速度があり、それはその天体の大きさと質量のみに依存し、その天体の引力が投射物を再び引き戻すのを防ぐためにはその速度で投射物を発射しなければならないという結論には影響を与えない。

どの天体に対してもこの「臨界速度」を算出するのは単純な計算問題だ。天体が大きければ大きいほど、投射物が発射された天体から永遠に離れ去るための初速も一般的に大きくならなければならない。既に述べたように、地球ではこの速度は約7マイル/秒だ。水星では3マイル/秒、火星では3.5マイル/秒、土星では22マイル/秒、木星では37マイル/秒となる。一方、太陽から二度と戻ってこないように脱出するためには、その輝かしい表面から391マイル/秒以上の速度で離れなければならない。

もし私たちの大気中に自由な水素が存在しているとすると、その分子は平均して1秒間に約1マイルの速度で動いているだろう。時折、様々な要因が重なって分子の速度が1秒間に7マイルを超えることもある。もしこれが大気の境界付近で起こり、他の分子との衝突を免れた場合、その分子は宇宙空間へ飛び出し、地球に再び捕らえられることはない。このような過程が絶え間なく繰り返され、無数の歳月が経つうちに、水素ガスのすべての分子が地球から逃げ出してしまう。このことによって、地球の大気中に自由な水素が存在しない理由を説明することができる。[10]

水素以外のガス分子が達成できる速度は、地球の重力から逃れるにはあまりにも小さい。したがって、酸素、窒素、水蒸気、二酸化炭素は私たちの大気の恒久的な構成要素として残り続ける。一方、太陽の巨大な質量により、その表面での「臨界速度」は非常に高く（1秒間に391マイル）、水素分子でさえもそれに追いつくことは不可能である。その結果、前述の通り、水素は太陽の大気層において最も重要な成分となっている。

この考え方を月に適用すると、計算によって臨界速度は1秒間に1.5マイル程度しかないことがわかる。これは酸素や窒素、その他のガス分子が達成可能な最大速度の範囲内にあるように思える。したがって、月のような小さな天体の表面では、これらのガスが恒久的に残って大気を形成することは不可能である。これが、月には何の特別な気体環境の痕跡も存在しない理由のようだ。

月に空気や水がないことが、月面の極めて険しい地形を説明している。地球上では風や雨、霜や雪といった作用が常に山々を侵食し、その凹凸を和らげようとしている。しかし月にはそのような力は働いていない。火山が月面を現在の姿に形作ったのであり、それらが活動を停止して久しいにもかかわらず、その活動の痕跡が残っているのである。

今日でも、かつて巨大な火災が消え去った時とほとんど変わらず新鮮な状態にあるようだ。

「雲に覆われた塔々、壮麗な宮殿、厳かな寺院」は、地球上ではごく短い期間しか存在しない。それらが「幻影のように虚構のもの」として消え去ってしまうのは、主に水や空気の絶え間ない作用によるものだ。月面においては、このような崩壊や劣化の原因はすべて存在しない。もっとも、月の昼から夜へと移行する際の温度変化によって膨張や収縮が起こり、より強力な分解作用がない分をある程度補っている可能性はあるかもしれない。

月面に建てられた建物は、建設者が作ったまま何世紀にもわたってその姿を保ち続ける可能性が高いようだ。窓にガラスを使う必要もない。風も雨もないからだ。部屋に暖炉を設置する必要もない。空気がなければ燃料は燃えないからだ。月面の都市に住む人々は、ほこりが舞い上がることも、匂いが感じられることも、音が聞こえることもないことに気づくだろう。

人間は、非常に限られた条件の下で生きるように適応した存在だ。数度の温度の違い、空気の組成のわずかな変化、食料の適切さ――これらが健康と病気、生命と死の違いを決定づける。月を超えて宇宙の広がりを見渡せば、想像しうるあらゆる種類の温度や環境を持つ無数の天体が存在する。この膨大な数の世界の中に、生物が住んでいる場所はあるのだろうか？この重大な問いに対して科学は答えを出せない。我々にはわからないのだ。しかし、推測を避けることは不可能だ。私たちの地球は至る所で生命に満ちている。考え得るあらゆる条件下で生命が存在しているのだ。熱帯の灼熱の中でも、極地の永遠の氷原の中でも生命が見られる。光が一切届かない洞窟の中にも生命がいる。また、1平方インチあたり何トンもの圧力がかかる海底にも生命は存在する。

外部の状況がどのようであれ、自然は一般的に、その状況に適した何らかの形の生命を与えてくれる。

宇宙の何百万もの天体の中に、地球とまったく同じものが一つだけ存在する可能性は全くない。空気や水の有無、大きさや構成が地球と同じな天体など存在しないのだ。地球以外のどの天体でも、人間が1時間でも生き延びることや、オークの木が一季節でも生き残ることはあり得ないように思われる。人間が地球に住み、オークの木がそこで繁栄できるのは、人間とオークの体質が地球特有の状況に特別に適応しているからだ。

もし私たちがいくつかの天体をより詳しく観察できれば、そこにも生命が溢れていることが分かるだろう。しかし、それはその環境に特化した生命であり、奇妙で不可解な形をした生命だ。それは、コロンブスが初めて新大陸に上陸した時に見出したものよりも、私たちにとってはるかに奇妙な生命かもしれない。おそらくは、ダンテが描写したりドレが描いたりしたものよりもさらに奇妙な生命なのだ。知性もまた、地球と同様に、これらの天体の中に存在する可能性がある。大きな球体もあれば小さな球体もあり、濃厚な大気圏もあれば薄い大気圏もある。この問題に関する最も真実な哲学は、テニソンの言葉に凝縮されている——

「心の中でこの真理を繰り返し思い起こせ。
果てしなき宇宙の中には
果てしなく優れたものも、果てしなく悪いものもあるのだ。

『希望や恐れという形を持つものが、
あの何億もの天体の中で、
自分と同じようなものを見つけられないと思うのか？』」

図版X
ティコとその周辺地域
（ナスミスによる）

第IV章　太陽系
太陽と月の極めて重要な役割――取るべきアプローチ――距離の順序――近傍にある天体たち――それらをどう区別するか？――輝きによって注目される惑星、金星と木星――シリウスは近傍の天体ではない――惑星、土星と水星――望遠鏡でしか見えない惑星たち――ある天体を近傍の天体とみなす基準――「惑星」という言葉の意味――天王星と海王星――彗星――惑星は太陽によって照らされるが、恒星はそうではない――地球も実際には惑星である――内側の4つの惑星、水星、金星、地球、火星――地球の速度――外側の惑星、木星、土星、天王星、海王星――惑星が太陽から受ける光と熱――惑星の大きさの比較――小惑星たち――すべての惑星は同じ方向に回転している――太陽系――宇宙空間に浮かぶ島々の集まり。

本書の前章2章では、人類にとっての相対的な重要性の順に天体を説明しようと努めてきた。宇宙に存在する無数の天体の中で、まず何に注意を向けるべきか、私たちは少しでも疑う余地があるだろうか？ここでは、宇宙空間に散在する他の天体や天体群と比較した場合の太陽の本質的な重要性については触れない。実際、多くの天体が太陽に匹敵するほどの輝きや大きさ、質量を持っている可能性もある。実際、本書の後半でそのことを示すつもりだ。そしてその時になって初めて、無数に存在する天体の中で太陽の真の位置づけを明らかにすることができるだろう。しかし、太陽が宇宙空間に存在する天体の一つとしてどれほど重要であれ、地球に与える影響が宇宙にある他のすべての天体の影響を合わせたものをはるかに上回っていることは、疑う余地がない。したがって、天体を最初に調べる対象として、私たちの生命の源であるこの偉大な天体に目を向けるのは当然のことであり、むしろ避けられないことだった。

次に取るべき第二のステップについても、ほとんど迷う余地はない。他の天体と比較した場合の月の本質的な重要性についても……

天体は小さいものかもしれない。実際、後ほど見ていくように、ほとんど無限に小さいのだ。しかし地球の仕組みにおいて、月は過去も現在も、太陽そのものに次ぐ重要性を持って役割を果たしてきた。月は私たちにとても近いため、その眩しい光さえも、自分よりはるかに大きなサイズや内なる輝きを持つ無数の天体の前では見えなくなってしまう。また月は天文学の歴史においても特別な位置を占めている。科学がこれまでに成し遂げた最も偉大な発見である万有引力の法則も、主に月の観測によって確立されたのだ。したがって、『天の物語』の最初の章を、太陽に匹敵するほど興味深い天体に捧げるのは当然のことだった。

しかし太陽と月についてはすでに部分的に説明した（後ほど再び触れる必要がある）ため、次に何を扱うかを決める際には少し迷うのも当然だ。これら二つの偉大な光源が視界から消えると、どのような方向に進むべきかを明確に示してくれるほど特別な興味や重要性を持つ他の天体は残らない。私たちはできるだけ自然な形で天の物語を展開したいのだ。もし実際の大きさの順に天体を説明しようとすれば、私たちの無知故にその作業は不可能だとすぐにわかるだろう。天の中でどの天体が最初に挙げられるべきかさえ推測することはできない。たとえその最も巨大な天体が望遠鏡の届く範囲内にあったとしても（それ自体が非常にあり得ない仮定だが）、それを天のどの場所で探せばよいのか全く見当がつかない。そしてたとえそれが可能だとしても――すべての可視天体を大きさや輝きの順に並べることができたとしても――依然としてその方法は非現実的だ。なぜなら、その多くについてはほとんど何も、あるいは全く知らないからだ。

したがって私たちは別の手法を採用せざるを得ず、最も簡単で自然な方法は、できるだけ各天体の距離の順に従うことだろう。すでに月を地球に最も近い隣人として述べたが、次に比較的近い他の天体について考えてみよう。そして物語が進むにつれて、さらに遠方の天体についても論じていく。

さらに遠く、この巻の終わりに近づくまで、私たちは望遠鏡がこれまでに明らかにしてくれた宇宙の最も遠方にある天体들を考察し続けることになる。

この原理を定めたとしても、私たちの進む道は依然として曖昧さから完全には解放されていない。天界にある多くの天体は動いており、そのため地球からの相対的な距離は絶えず変化している。しかし、これは私たちが立ち止まって考える必要のない問題だ。私たちはすべての詳細にわたってこの原理を厳密に守ろうとするつもりはない。まず、比較的に私たちの近くにある――ただし距離は様々だが――その数はそれほど多くない大きな天体들を記述し、その後、想像力を超えるほど巨大な距離で私たちから離れている無数の天体들について論じれば十分だ。

では、私たちの近くにある天体들を見つけ出すために、天を見渡してみよう。太陽は沈み、月はまだ昇っていない。雲一つない空には、無数の光の宝石がきらめく天界が広がっている。その中にははっきりとした星座を形成して集まっているものもあれば、最も明るいものから目にかろうじて見える最も暗い点に至るまで、あらゆる輝きを持って散在しているものもある。この多数の天体の中で、地球に最も近いものをどうやって見分ければよいのか？西を見よ。そこに、消えゆく太陽光がまだ残っている場所の上空で、しばしば美しい夕星が輝いているのが見える。これが金星であり、地球の双子の姉妹星である。この惑星の輝きや、位置や輝きの急速な変化から、他の星のような天体よりも地球にはるかに近いとすぐに推測できる。この推測は精密な測定によって十分に裏付けられており、したがって金星も私たちの近くにある天体のリストに含まれることになる。

もう一つの目立つ惑星がある。その輝きは金星にほぼ匹敵し、その大きさや伴星の数においては金星をはるかに上回っている。古来より、この惑星は威厳ある名前「木星」と呼ばれてきた。疑いなく、木星は金星よりもはるかに遠くにある。実際、その距離は少なくとも金星の2倍はある。

時には10倍もの距離になることもある。しかし、それでも私たちは木星を近隣の天体の中に含めなければならない。空に輝く無数の恒星と比べれば、木星はかなり近い存在と見なされるべきだ。確かに、この巨大な惑星までの距離を表現するには数億マイルという数字が必要だが、その距離がいかに広大であっても、地球と最も近い恒星との間にある深遠な距離を埋めるには、その数値に数万倍、あるいは数十万倍を掛けなければならない。

金星と木星はその並外れた明るさによって私たちの注目を集めてきた。しかし、最も明るい天体が必ずしも地球に最も近いものだと一般化して考えるのは誤りだろう。天文学に詳しくない観察者なら、特異な輝きから近隣の天体であると思われる犬星、つまり天文学者が一般的に知るシリウスを指摘するかもしれない。しかし、これは間違いだ。後ほど、南の空にあるこの素晴らしい天体についてもっと詳しく触れる機会があるが、その時になればシリウスが私たちの太陽よりもはるかに大きく、輝きも優れている巨大な惑星である一方で、宇宙の果てほど遠い場所に位置しており、弱まった光が地球に届くときには、強大な太陽という印象ではなく、単なる明るい恒星としてしか見えないことがわかるだろう。

地球の近隣天体を識別するための選択の原理については後ほど説明するが、とりあえず、まずは土星という独特な天体を加えることで私たちのリストが拡充されることになる。ただし、土星の明るさはシリウスや他のいくつかの恒星に比べてもはるかに劣る。次に火星が加わるが、この惑星は時折地球に非常に近づき、炎のような輝きを放つ。そのため、実際には天体の中でも最も小さいものの一つであるという事実を予想するのは難しい。私たちが挙げた天体に加えて、古代の天文学者たちは第五の天体、すなわち水星も発見していた。水星は通常、太陽の周囲の光の中で見えないが、時折太陽から十分に離れることがあり、日の出前や日没後に見ることができる。これら五つ――水星、金星、

火星、木星、土星――これらが遠い古代から知られていた惑星でした。

しかし現在では、近代になって私たちの近傍にあると判明した望遠鏡で観測可能な天体を加えることで、そのリストをさらに拡大することができます。ここで、ある天体が地球の近くにあるかどうかを判断する基準を紹介しなければなりません。明るい惑星は、星々が絶え間なくちらつくのとは対照的に、安定した光を放つことで識別できます。しかし、私たちが挙げたどの天体に少し注意を払えば、惑星と星々の間のより明確な違いがわかります。

例えば、空がよく見える晴れた夜に木星を観察し、その周辺の星座との位置関係に注目してみましょう。この星の右側にあるのか、あの星の左側にあるのか、あるいはその二つの星の正中にあるのか、あるいはあの星が直接指し示す方向にあるのかを確認します。次に、天球図上に木星の位置を記録したり、その惑星の位置を示すように周辺の星々のスケッチを描いたりします。1、2ヶ月後に再び観測を行い、木星の位置を当初定めた星々と比較してみると、星々は相対的な位置を保っているのに対し、木星の位置は変化していることがわかります。だからこそ、この天体は絶えず星空のあちこちを移動しているため、「惑星」、つまり「流浪者」と呼ばれるのです。同様の比較によって、私たちが挙げた他の天体――金星や水星、土星や火星もまた流浪者であり、惑星と呼ばれる天体群に属していることが示されます。こうして、地球の近傍の天体を星々から簡単に区別するための基準が得られるのです。地球の近くにある各天体はすべて惑星、つまり流浪者であり、ある天体が流浪者であるという事実だけで、それが私たちが今研究しているその種類の天体であることが証明されます。

この基準があれば、すぐに私たちの近傍天体のリストに新たな天体を加えることができます。望遠鏡が明らかにする無数の天体の中で、

時折、放浪者のような惑星が見つかることもある。したがって、既に述べた5つの惑星に、天王星や海王星というさらに2つの巨大な惑星を加える必要があり、合計で7つの大きな惑星からなる群れとなる。地球の巨大な体積と比べれば実際には小さな球体に過ぎない、ごく微小な望遠鏡でしか見えない天体も考慮に入れれば、その数はさらに多くなる。これら400以上もある小さな惑星もまた、地球の隣人と言える。

惑星とは大きく異なる別の種類の天体も、私たちの天体系に含めなければならないことに触れておくべきだ。それが彗星であり、実際、これらの不規則な軌道を描く天体の中には、惑星が記録した最も近い距離よりも地球に近づいてくるものが現れることもある。これら神秘的な訪問者は、後ほど私たちの大きな関心を引くことになるだろう。今は、常に惑星と呼ばれる、大小を問わずより質量のある球体にのみ注意を向けよう。

一瞬だけ、太陽を覆う不透明な膜ができて、その光がすべて消えてしまうと想像してみよう。当然の結果として、地球は真夜中の暗闇に沈むことになる。少し考えれば、太陽の反射光によって輝いている月も完全に見えなくなることがわかる。しかし、この太陽光の消失に他に何か影響はあるのだろうか？真夜中の空に点在する無数の明るい点々に影響は及ぶのだろうか？太陽が遮られると、確かに夜空に驚くべき変化が起こる。少し注意深く観察すればそれがわかる。星々は間違いなく明るさに何の変化も示さない。各星は自らの光によって輝いており、太陽に頼っているわけではない。したがって星座は以前と同じようにきらめき続けるが、惑星たちは素晴らしい変化を遂げることになる。太陽が遮られれば、惑星たちも見えなくなる。そうなれば真夜中の空は、星々は変わらずにいる一方で、惑星たちが次々と姿を消していくのだ。金星の輝きや木星の光沢が、遠く離れた太陽からこれらの天体に届く光だけによって生じているということを理解するのは難しく思えるかもしれない。しかし、この問題に関する証拠は決定的であり、それが示されるだろう。

各惑星について詳しく論じる際になって初めて、読者はより完全にその姿を理解することができるだろう。

冬の夜、空の高いところにある木星を眺めていると仮定しよう。地球が木星と太陽の間に位置しているため、太陽光がその惑星に届くことは不可能だと主張されるかもしれない。しかし、関係する各天体の相対的な大きさや、それらの距離を知るまでは、地球上の住人がこのような見解を持つのも無理はない。だが、木星の住人にとっては問題の様相は全く異なって見えるだろう。もしそのような存在に、地球が自分と太陽の間に入ることで大きな不便を感じるかどうか尋ねられたら、彼の答えはおそらく次のようなものになるだろう。「確かに、地球が私と太陽の間を通過するということは起こり得るし、長い間隔を置いて稀に起こってはいる。しかし、その通過が何らかの不便を引き起こすどころか、あなた方がそんなに重要だと思っている地球というのは実際には非常に小さく、太陽の前を通過したときでも単なる小さな望遠鏡で見える点に過ぎず、遮断される太陽光の量もごくわずかだった。」

惑星が太陽光によって輝いているという事実は、それらが私たちの地球と類似していることを即座に示している。これにより、私たちは太陽を中心とした熱い球体とし、その周囲にはそれよりはるかに小さい多数の天体が存在し、それぞれが本来は暗く、光や熱を太陽から得ているのだと考えるようになる。

実際、太陽系の本質を明らかにしたのは、天文学における偉大な一歩であった。私たちの地球が宇宙空間に孤立した球体であるという発見自体が、人類の知性による素晴らしい成果だった。しかし、この球体が同様の天体群の一つに過ぎず、確かに小さいものもあるが、はるかに大きいものもあること、そしてこれらの天体が太陽の支配下にあることが明らかになると、人類の知識に根本的な変革をもたらす一連の発見が生まれたのである。

したがって、太陽が多数の天体からなる家族を統治していることがわかる。その家族の構成要素は太陽に依存しており、それぞれの大きさはその従属的な位置に応じて適切に比例している。その家族で最も大きな天体である木星でさえも、太陽を構成する物質の千分の一にも満たない。しかし、木星だけの質量でも、他のすべての惑星を合わせた質量を上回るのである。

図31における中心の光源の周りには、点線で描かれた4つの円があり、これらは各天体が移動する軌道を十分に示している。これら4つの軌道のうち最も内側のものが水星の軌道である。水星はこの軌道を描きながら太陽の周りを公転し、88日で出発点に戻ってくる。

太陽から外側に向かった次の軌道は金星のもので、これはすでに「夕焼け星」として知られている。金星は225日かけてその軌道を一周する。さらに太陽から離れると、別の惑星の軌道がある。この惑星は金星とほぼ同じ大きさであり、したがって水星よりはるかに大きい。現在考えているこの惑星は、1回の公転に365日を要する。この期間は私たちにとって馴染み深いもので、それは1年の長さであり、この惑星とは私たちが住む地球のことである。地球が毎年進まなければならない距離の長さを実感するには、印象的な方法がある。円の周囲長はその直径の約3と1/7倍である。したがって、地球から太陽の中心までの距離を92,900,000マイルとすると、地球が太陽の周りを描く円の直径は185,800,000マイルとなり、結果として地球が太陽の周りを回る巨大な円の周囲長は583,000,000マイルにもなる。地球は毎年この距離を進まなければならない。12ヶ月という長い時間をかけてこの距離を移動するために、1秒間にどれだけ進まなければならないかを計算するのは簡単なことだ。実際には地球は1秒間に18マイル進まなければならず、そうでなければ定められた時間内に旅を終えることはできないだろう。

図31――内側の4つの惑星の軌道。
1秒間に18マイルという速度が実際にどういう意味を持つのか、少し考えてみましょう。そんな途方もない速さを実現できるでしょうか？通常の速い動きと比較してみましょう。あの急行列車が橋の下を駆け抜けていく様子を見てください。ほんの一瞬で、もう見えなくなってしまいます！これより速い速度は存在するでしょうか？数字を使って計算してみましょう。列車の速度は1分間に1マイルです。その速度に18を掛けると1分間に18マイルになりますが、1秒間に18マイルにするにはさらに60を掛けなければなりません。急行列車の速度は、地球の速度の千分の1にも満たないのです。別の例を挙げてみましょう。私たちが射撃場に立ち、1,000フィート先の的に向けて銃が発射されるのを見ているとします。

1、2秒あればその距離を弾丸が飛んでいけるのだ。地球の動く速度は、小銃の弾丸の速度のほぼ100倍にもなる。

図32－地球の動き。
別の観点から見ると、地球の驚異的な速度も決して過剰とは思えない。地球は巨大な球体であり、その大きさはあまりにも大きいため、この速度で動いても自分の直径を通過するのに約8分かかる。もし蒸気船が自分の長さに相当する距離を移動するのに8分かかるとしたら、その速さは時速1マイル未満になるだろう。このような視点で問題を考えるために、ここでは地球の進行状況を示した図（図32）を示す。これらの円の中心間の距離は直径の約6倍であり、したがってこれらを地球の代わりとするなら、ある位置から別の位置へ移動するのに約48分かかる。

地球の軌道の外側には、第4惑星である火星の軌道がある。火星は太陽の周りを一周するのに687日、つまりほぼ2年かかる。火星に到達した時点で、私たちは太陽系の内側の境界に到達したことになる。

先に挙げた4つの惑星は、太陽に対する距離の近さによって一つのグループを形成している。これらはすべて中程度の大きさの天体である。金星と地球はほぼ同じ大きさの球体だ。水星と火星はどちらもより小さな天体で、体積の点では地球と月の間に位置する。太陽に最も近い4つの惑星は、太陽系内の巨大な天体たち、つまり木星と土星、天王星と海王星という壮大なグループに比べると、体積や質量においてははるかに劣っている。

図33――4つの巨大惑星の軌道。

これらの巨大惑星も、より小さな兄弟惑星たちと同様に太陽の引力を受けている。このページの図（図33）には、外側にある巨大惑星たちの軌道の一部が示されている。以前と同様に、太陽は中心に位置しているが、内側の惑星たちはこのスケールでは太陽にあまりにも近くにあるため、火星の軌道しか表すことができない。火星の軌道の後にはかなりの間隔があり、そこでも惑星活動は起きているが、その先には木星と土星の軌道が続き、さらに先には、ほとんど肉眼では見えないほど遠くにある天王星がある。最後に、この系全体は海王星の広大な軌道によって囲まれており、この海王星については素晴らしい話をすることになるだろう。

図34の各円は、異なる惑星から見た太陽の見かけ上の大きさを示している。地球に対応する円を基準にして……

地球が太陽から受け取る熱量と光量を示しており、他の円はそれぞれの惑星が受ける熱量と光量を表している。地球の次に外側にある惑星は火星で、その太陽からの恩恵の量は地球に比べてそれほど劣っていない。しかし、木星や土星のように非常に遠く離れた天体が、より好都合な位置にある惑星들と同等の気候を享受できるとは思えない。

図34――様々な惑星から見た太陽の見かけ上の大きさの比較。
図35は、太陽を取り巻くすべての惑星群の様子を示しており、それらの相対的な大きさを明らかにするために同じスケールで描かれている。

体積で測ると、木星は地球の1,200倍以上も大きく、木星の大きさに相当する球体を作るには、少なくとも1,200個の地球を重ね合わせなければならない。質量で測ると、地球と木星の差は依然として非常に大きいが、それほど極端ではない。ただし、これについては後の章でより詳しく説明する。

図35　—惑星の大きさの比較。

太陽系に関するこの予備的な調査においても、その質量ではなく数の多さによって私たちの注目を集める惑星들については触れないわけにはいかない。火星の軌道が内側の境界で、木星の軌道が外側の境界となる広大な領域には、かつては惑星が存在しないと考えられていた。しかし現代の研究により、この領域には1つの惑星ではなく何百もの惑星が存在していることが明らかになった。これらの惑星の発見は、今日の熱心な天文学者たちが担っている任務であり、その運動についての研究は他の科学者たちの仕事となっている。これらの小さな惑星を研究することからも、私たちは学ぶべきことがあるだろう。

地球に近い位置にあるエロスという別の小惑星からも、これらの天体がやってくる。これらの天体については別の章で詳しく取り上げる。

しかし、現時点では惑星系の単なる統計データについて深く掘り下げるつもりはない。もしそうするつもりだったら、本書の最後にある表から十分な資料が得られることがわかるだろう。天文学者たちは各惑星の状況を調査してきた。彼らは惑星間の距離、軌道の形状やその位置、公転周期、そしてより大きな惑星についてはその大きさや質量も測定している。このような結果は多くの目的において重要だが、現在私たちが注目すべきは、この科学のより一般的な特徴である。

最後に、私たちの惑星系に関して1、2つの重要な事実を指摘しておこう。すべての惑星が太陽の周りをほぼ円形の軌道で公転していることは既に見てきた。今度は、さらに重要な事実を加えよう。各惑星は同じ方向に自らの軌道を進んでいるのだ。そのため、ある惑星が別の惑星を追い越すことはあっても、隣接する鉄道路線の列車のように2つの惑星が互いに通り過ぎることは決して起こらない。後になってわかることだが、私たちの惑星系全体の安定、いや、その持続的な存在自体が、この驚くべき均一性と、系の他の特徴とが組み合わさったことに依存しているのである。

これが私たちの太陽系である。太陽の支配のもとで回転する、巨大で秩序だった惑星群であり、外部からのあらゆる干渉から完全に隔絶されている。どの恒星も、どの星座も、私たちの太陽系に何の影響も与えない。私たちは、最も遠い恒星からも信じられないほどの距離を隔てて存在する、小さな島々の集まりなのである。他の恒星もまた太陽である以上、それらの周りでも惑星系が存在している可能性はあるが、それについては何もわかっていない。恒星について言えるのは、それらが私たちには光点として見えるだけであり、たとえ木星よりもはるかに大きかったとしても、それらが持つ惑星は永遠に私たちには見えないままであるということだけだ。

私たちの知識に存在するこの限界を嘆く必要はない。なぜなら、太陽系の中に私たちの日々の身体的な欲求を満たすためのあらゆるものがあるように、私たちが持つあらゆる能力を活用して、手の届く範囲内にある天体の神秘を理解しようと努めることで、十分な活動の場が得られるからだ。

第五章　重力の法則
重力――石が地面に落ちること――すべての物体は等しく落下する、1秒間に16フィート――高所でもこれは成り立つのか？――10万マイルの高さからの物体の落下――ニュートンが月から答えを得た方法――彼の偉大な発見――重力の法則の定式化――この法則の例示――なぜ宇宙のすべての物体が一緒に突進しないのか？――運動の影響――引力によって円形軌道が生じる仕組み――月の運動に関する概説――重力は非常に強力な力なのか？――重さ50ポンドの物体2つ――直径53ヤードで距離1マイル離れた2つの鉄球は、1ポンドの力で互いに引き合う――重力の特徴――惑星の軌道は厳密には円ではない――ケプラーの発見――楕円の作図――ケプラーの第一法則――惑星は一定速度で動くのか？――速度変化の法則――ケプラーの第二法則――距離と周期の関係――ケプラーの第三法則――ケプラーの法則と重力の法則――直線運動――外力を受けない物体は一定速度で直線上を運動する――地球や惑星への応用――ケプラーの法則から導き出される重力の法則――普遍的な重力

天体についての説明は、天文学全体の基礎となる重要な原理である「重力の法則」を適切に詳しく説明するため、少し中断せざるを得ない。この法則によって、私たちは月が地球の周りを回る動きや、惑星が太陽の周りを回る動きを説明することができる。したがって、個々の惑星についてより詳細に説明する前に、まずこの主題について論じる必要がある。また、重力の法則は、宇宙の最も遠い場所にある恒星の性質についても貴重な洞察を与えてくれる。さらに、過去の時代を垣間見ることができ、たとえ確実ではなくとも、私たちの太陽系の初期の歴史を合理的に追跡することができる。太陽や月、惑星や彗星、恒星や星雲――これらすべてが、今私たちの注意を集めるべきこの普遍的な法則の支配を受けているのである。

石を落とすと地面に落ちるという事実よりも身近なものがあるだろうか？最初は、これを特筆に値することだと考える人はいない。人々は磁石に鉄片が引き寄せられるのを見て驚くことがよくある。しかし、石が地面に落ちるのも、磁力と同じく興味深い力の現れなのである。磁石が鉄を引き寄せるように、地球が石を引き寄せているのだ。どちらの場合も力は引力であるが、磁気的な引力はごく限られた物質にしか作用せず、その重要性も比較的低いのに対し、重力の引力は宇宙全体にわたって重要な役割を果たしている。

では、重力に関するいくつかの非常に簡単な実験から始めてみよう。手に小さな鉛片を持ち、それをクッションの上に落としてみる。鉛片が指からクッションまで移動するのには一定の時間がかかるが、高さが同じならその時間は常に同じである。次に、もっと大きな鉛片を用意し、両手にそれぞれ1枚ずつ同じ高さで持つ。同時に放すと、両方とも同時にクッションに到達する。重い物体の方が軽い物体よりも速く落ちると思われがちだが、実際に試してみるとそうではない。他の様々な物質でも同じ実験を繰り返してみると、普通の大理石も鉛片と同じ時間で落ちる。コルク片を使っても同じ結果が得られる。最初は羽根と鉛片を比較すると失敗したように思えるが、それは空気の影響によるもので、空気は鉛片よりも羽根に強く抵抗するからだ。しかし、羽根をペニーの上に置き、そのペニーを水平にして落とせば、落下中に羽根の進路から空気を追い払うことができ、その場合羽根もペニーと同じ速さ、または大理石や鉛片と同じ速さで落ちる。

もし観察者がこれらの実験を行う際に観覧席にいて、クッションが彼の手から16フィート下にあるなら、大理石が16フィートを落下するのにかかる時間は1秒になる。コルクや鉛片も同じ時間がかかり、羽根であっても、もし空気の影響を受けないようにすれば16フィートを1秒で落下するだろう。

空気の干渉から逃れるために、この実験を試してみましょう。ロンドンでも、他のどの都市でも、どの島や大陸でも、海上の船の上でも、北極や南極、赤道でも、どんな大きさや材質の物体であっても、1秒間に約16フィート落ちるということが常に確認されます。

誤解を招かないように補足しておくと、地球の異なる場所では1秒間に移動する距離がわずかに変わりますが、それは今は詳しく説明する必要のない理由によるものです。ここでは、干渉がない状態で地球表面のどこでも1秒間に物体が落ちる距離として16フィートと見なします。しかし今度は、地球表面の上を見上げて、この「1秒間に16フィート」という法則が他の場所でも成り立つかどうかを調べてみましょう。例えば、山の頂上に登ってそこで実験をしてみましょう。山の頂上では、同じ大理石が山の麓から落とされる場合よりも、16フィート落ちるのに少し時間がかかることがわかります。その差はごくわずかですが、測定可能であり、地球が大理石を地面に引き寄せる力が地球表面の高い場所ではやや弱まることを示すのに十分です。どんな高さに登ろうとも、高い山の頂上であれ、気球で到達したさらに高い高度であれ、物体が地面に落ちようとする傾向は決してなくなりません。もちろん、高く登れば登るほどその傾向は弱まります。地球が物体を自分の方へ引き寄せる力が実際にどこまで及ぶのかを知ることは非常に興味深いことです。気球では地球表面から5、6マイル以上上昇することはできませんが、もし500マイル、5,000マイル、あるいはそれ以上宇宙空間まで上昇できたら何が起こるのか知りたいものです。

もし旅行者が何らかの手段によって何マイル、何千マイルも上空へ飛び上がり、最終的には地上から約25万マイルもの恐ろしい高さに到達できるとしたらどうでしょう。その途方もない深さにある地球の表面を見下ろせば、素晴らしい鳥の目線で……

その高さからでは、間違いなく町や村の詳細は見えなくなるだろう。そんな風景における特徴といえば、雲の隙間から地球の表面が見える範囲内にある大陸や海全体だけだ。

この驚くべき高さで、哲学者が行える最も興味深い実験の一つを試すことができる。そんな高さでも地球の重力が働くかどうかを確かめ、その引力の強さを測定するのだ。実験にはコルクや大理石、あるいは他のどんな物体でもよく、大きくても小さくても構わない。それを指の間に挟んで放してみよう。地上では何が起こるかは誰でも知っているが、そんな高さでは何が起こるかを説明したのはアイザック・ニュートンだった。ニュートンは、地球の物体を引き寄せる力はこのような高さまで及び、大理石は落下すると主張した。これが今、私たちが検証できる理論だ。実験の準備は整った。大理石を放すと、驚いたことに、最初は即座に落ちるどころか、その小さな物体は空中に浮かんだままのように見えた。私たちは、地球の重力の範囲を超えてしまったのだ、ニュートンの考えは間違っているのだと叫びそうになったが、その時、大理石が動き始めた。最初は非常にゆっくりと動くため、注意深く観察しなければならなかった。しかし徐々に速度が上がり、重力の存在は疑う余地がなくなった。そして次第に速度を増していき、最終的には25万マイルに及ぶ長い旅路を経て地球へと向かっていった。

しかし、こんな実験は全く不可能だと言われるだろう。確かに、述べられた方法では実行不可能だ。ニュートンは、この問題に答えるために、地球からほぼ25万マイルも離れた月自体を利用するという大胆な発想を思いついた。これまで私たちの衛星がこれほど高貴な目的のために使われたことはなかった。実際、月は常に地球に向かって落下しているのだ。1秒ごとにどれだけ地球に向かって曲がるかを計算すれば、地球の引力の強さを測定することができる。こうした調査を通じて、ニュートンは地球表面から24万マイルの距離で放出された物体であっても依然として地球の引力に引かれ続けることを知ることができた。

その引力のために、物体は地球の方へと動き出すだろう。もちろん、地表での実験で見られるような落下速度ではなく、はるかに遅い速度でだ。月の距離から落とされた物体がその長い旅を始めるのはあまりにもゆっくりで、16フィートの距離を移動するのに1秒ではなく1分もかかるだろう。[11]

ニュートンは、月から得られたこのような情報を熟考することによって、彼の不朽の発見を成し遂げたのである。地球の重力とは、宇宙空間全体に広がる力である。物体が遠くにあるほど、重力は弱くなる。ここでニュートンは、重力の強度がどのような法則に従って減少するのかという重要な問題を解決する方法を見出したのである。月から得られた情報、つまり24万マイル離れた場所にある物体が、ここでは1秒で落下する距離を移動するのに1分かかるという事実は、極めて重要だった。まず第一に、これは地球がすべての物体を自分の方へ引き寄せる引力が、距離が増すにつれて弱くなることを示している。これは実際、予想されることだった。宇宙の深みへとさらに進むほど引力が弱まると考えるのは、光から遠ざかるほどその明るさが弱まると考えるのと同じくらい理にかなっている。そして注目すべきは、距離が増すにつれて重力の引力が減少する法則が、光の明るさが距離が増すにつれて減少する法則とまったく同じであるという点だ。

最も単純な形で表現される自然法則は、重力の強度は距離の二乗に反比例すると述べている。このやや抽象的な記述を、一つか二つの簡単な例を挙げて説明してみよう。もし物体が地球表面から約4,000マイル上空、つまり地球の半径と同じ高さに置かれたとする。言い換えれば、この位置にある物体は、地表にある物体よりも地球の中心から2倍の距離にあることになる。重力の法則によれば、この場合の引力の強度は4分の1に減少する。したがって、4,000マイルの高さにある物体に対する地球の引力は

地面にある限り、その物体に働く地球の引力は4分の1しかない。この引力の効果はさまざまな形で表されると考えられる。物体を落下させると、1秒間に落ちる距離はわずか4フィートであり、これは地球表面付近で重力がもたらす距離のほんの4分の1に過ぎない。

別の観点から考えてみよう。地球の引力を、スプリングバランスと呼ばれる小型の計量機器で測定すると仮定しよう。地球表面で4ポンドの重りをこの装置に吊るすと、もちろん指針は4ポンドと示す。しかし、このバランスに重りをつけたまま上へ上へと持っていくと、示される値は次第に小さくなり、地球中心から最初の2倍の距離にある4,000マイルの高さに達すると、示される値は4分の1に減少し、バランスは1ポンドしか示さなくなる。もしこの装置をさらに宇宙の深みへ運ぶことができると、目盛りの示す値は着実に低下し続ける。地球中心から最初の3倍の距離にある8,000マイルの高さに達すると、万有引力の法則により引力は9分の1に減少する。したがってバランスに示される値は4ポンドの9分の1、つまり半ポンド未満となる。しかし再び旅を続け、今度はバランスと4ポンドの重りが月が地球の周りを1ヶ月かけて公転する軌道まで戻るまで止まらないとしよう。そこまでの距離は地球半径の約60倍であり、結果として重力は60の二乗に反比例して弱まる。そのときスプリングが受ける力は4ポンドの1万分の3,600というごくわずかな値になる。したがって、地球上で1.5トンの重さだったものが240,000マイル上昇すれば、1ポンド未満の重さになるようだ。しかし、こんなに遠い距離にいても止まってはいけない。さらにさらに遠くへ行くと想像してみよう。バランスが示す値は絶えず減少し続けるが、どれだけ遠くへ行っても依然として存在し続けるのだ。天文学は私たちにこう教えているようだ。

重力の引力は、適切に弱められた強度で、宇宙の最も深い裂け目をも越えて及ぶのである。

重力の法則は、私たちがこれまで示してきたものよりもはるかに広範な適用範囲を持っている。私たちは単に地球の引力について語っただけであり、その力が宇宙全体に及ぶと述べただけだ。しかし重力の法則はそんなに限定されてはいない。地球は他のすべての天体を引き寄せ、他のすべての天体も地球を引き寄せるだけでなく、これらの各天体は互いにも引き合うのである。したがって、より完全な形で表現される重力の法則とは、「宇宙にあるすべての天体は、距離の二乗に反比例する力で互いに引き合う」というものである。

この法則の重要性を過小評価することは不可能である。それは、惑星들の複雑な運動を解明するための手がかりを与えてくれるのだ。また、重力の法則によって、望遠鏡が発明される以前からその存在を予測し、実際に見る前に天体の存在を感じ取るといった驚くべき発見がもたらされてきた。

ここで提起されうる反論には、まず対処しなければならない。実際、それはもっともらしい反論のように思われる。もし地球が月を引き寄せるのであれば、なぜ月は地球に落ちてこないのか？もし地球が太陽に引き寄せられるのであれば、なぜ地球は太陽に落ちていかないのか？もし太陽が他の恒星に引き寄せられるのであれば、なぜそれらの恒星は恐ろしい衝突を起こして一緒にならないのか？もし天界のこれらすべての天体が互いに引き合っているのであれば、その引力の結果としてすべてが一緒になり、物質的な宇宙全体が一つの巨大な塊になってしまうはずだ、という主張も無理からぬものだ。実際、こうした衝突は頻繁に起こるわけではなく、起こる可能性も極めて低い。地球が無数の時代にわたって太陽に引き寄せられてきたと言われているにもかかわらず、地球は依然として以前と変わらず太陽から同じ距離にある。これは万有引力の法則と矛盾しているのではないか？天文学の初期においては、このような反論はほとんど克服不可能なものと見なされていた。今でも時折こうした反論が聞かれるので、なおさら私たちにはその理由を説明する責任があるのだ。

太陽系が、それを脅かしているように思われる災害から逃れることができたのは偶然のことだ。

もし月と地球が最初から静止状態にあったなら、互いの引力によって引き合い、一つになってしまっただろうことは疑いようがない。同様に、太陽を周回する惑星群も最初から静止状態に置かれていたなら、太陽に突っ込んでしまい、その系は破壊されていただろう。惑星들や月が動いているという事実が、少なくとも完全な破壊に至るまでは、これらの天体が引力に抵抗し続けることを可能にしているのだ。

中心力がほぼ円形の軌道上での公転とどのように両立しうるかを学生が明確に理解することは非常に重要であるため、引力を及ぼす地球の導きと制御のもとで月が月ごとの軌道をどのように進むかを示す例を挙げる。

図36の想像上の図は、そこに高い山がある地球の断面を示している。[12] もしC点にある山の頂上に大砲を設置し、適度な量の火薬を使ってCE方向に弾丸を発射すれば、弾丸は最初の曲線状の軌道をたどって下に落ちていく。さらに強力な火薬を使って二度目に発射すれば、軌道は二番目の曲線に沿って進み、再び地面に落ちる。しかし次には、さらに強力な火薬を使い、実際にはこれまでに作られたどの兵器よりも強力な大砲を使ってみよう。この場合、弾丸の速度は秒速数マイル程度と仮定しなければならないが、弾丸が最初に水平線上を移動していた位置から常に同じ高さを保ちながら、依然として曲線を描きながらCDの軌道を進むように速度を調整することも可能だ。D点に到達した時も、弾丸は地表から同じ高さにあり、その速度も衰えることはない。したがって弾丸はその軌道を続けて進み、円の別の四分円を回りながらも地表に近づくことはない。このようにして弾丸は地球全体を一周し、再びC点に戻ってくるのだ。

同じ軌道で、再び出発するのだ。もし山やその頂上にある大砲をなくすことができれば、重力の作用によって物体は永遠に地球の周りを回り続けるはずだ。図36――月の運動の図解。

さて、想像力を存分に働かせてみよう。直径2,000マイル以上もある弾丸を受け止められるような恐ろしい大砲を想像してみよう。この巨大な弾丸を、現代の大砲が実際に達成できる速度の2〜3倍にあたる毎秒3,000フィートの速度で発射しよう。そして、この弾丸を地球表面から約25万マイルも高い場所から水平に発射するのだ。その恐ろしい弾丸はほぼ円形の軌道を描きながら地球を一周し、約4週間後に発射点に戻ってくるだろう。

そして再び回転が始まり、4週間後にはまた出発点に戻る。この動きは永遠に続くのだ。

私たちが完全な空想を語っていると思わないでほしい。確かに大砲そのものは見せられないが、巨大な投射物を指し示すことはできる。それは毎月見ることができ、それこそが美しい月そのものだ。月がそのような大砲から撃ち出されたと主張する者はいないが、まるでそうであったかのように月が動いていることは認めざるを得ない。後の章では月の歴史を探求し、なぜ月がこの素晴らしい方法で回転しているのかを明らかにするつもりだ。

月が地球の周りを回るのと同様に、地球も太陽の周りを回っている。図からわかるように、円形またはほぼ円形の運動は万有引力の法則の概念と調和している。

私たちは重力を非常に強大な力と考える習慣がある。重力は月が地球の周りを回るのを制御しているのではないか？強大な地球でさえも、太陽の圧倒的な引力によって太陽の周りの軌道を保っているのではないか？疑いなく、地球をその軌道上に留めている力も、月を私たちの近くに留めている力も、非常に強大なものだが、それはその場合に重力が極めて大きな質量を持つ天体と結びついているからだ。私たちの観測範囲内にあるすべての天体が万有引力の法則に従って互いに引き合っているように見えることは否定できないが、引き合う天体の一方または両方が巨大なサイズでない限り、その力の強度はほとんど計り知れないほど小さいと認めざるを得ない。

手軽に扱える大きさの物体同士の間の重力がいかに弱いかを説明してみよう。例えば、それぞれ約50ポンドの重さを持つ2つの鉄の重りを取り上げ、中心同士の距離を1フィートに設定する。これらの重りの間にはある程度の重力による吸引力が存在する。2つの重りは互いに引き寄せられるが、実際には動かない。確かに吸引力は存在するものの、それは極めて微弱な力であり、その強度は磁気的な引力とは全く比較にならない。誰でも磁石が鉄片をかなり強く引き寄せることを知っているが、

同じ質量の物体同士では、重力の強度ははるかに弱い。50ポンドの重り2つの間の引力は、1ポンドの力の1000万分の1以下である。このような力は、重りとそれが置かれている台との間の摩擦力に比べれば完全に無視できるほど微小であり、そのため引力に対してわずかな動きさえ起こらない。しかし、もしこれらの重りが摩擦の全くない車輪に取り付けられ、完璧に水平なレールの上を動いていると考えるならば、物体同士がゆっくりと引き合い始め、やがて実際に接触することに疑いはない。

もし重力を測定可能な強度を持つ力として捉えたいのであれば、50ポンドの重りよりもはるかに重い質量を用いなければならない。各々417,000トンの鋳鉄でできた2つの球体を想像してみよう。もしこれらが固体であれば、直径は約53ヤードになるだろう。これらの球体を1マイル離れた場所に置く。各球体は重力によってもう一方の球体を引き寄せる。建物やあらゆる種類の障害物が存在しても問題はない。重力は光がガラスを通過するのと同じように容易にこれらの障害物を通過する。この力の通過を遮るのに十分密な遮蔽物は存在しない。したがって、これらの鉄製の球体はどんな状況下でも互いに引き合うが、その大きさにもかかわらず、その引力の強度は依然として非常に小さいものの、検出可能な程度である。これら2つの球体の間の引力は、1ポンドの重りが及ぼす圧力以上にはならない。子供であれば、一方の巨大な球体がもう一方の引力によって動くのを止めることができるだろう。もし周囲に何も障害物がなく、摩擦が完全に排除されて球体同士が互いの引力に従って動けるとしたら、2つの球体は接近し始めるだろう。しかし、質量が非常に大きく、引力が非常に小さいため、速度の増加は極めて緩やかである。動きが実際に始まった時点を確認するには顕微鏡が必要だろう。距離が1フィート減少するのに1時間半かかり、その後速度は上がっても、2つの球体が接触するまでには3日から4日かかるだろう。

重力の最も顕著な特徴については、ここで特に言及しておく必要がある。その強さは、物体中の物質の量にのみ依存し、それらの物体を構成する物質の性質には全く依存しないように思われる。私たちはこれら二つの球体を鋳鉄でできていると述べたが、もし一方または両方が鉛や銅、木や石、空気や水でできていたとしても、質量が変わらない限り、引力は依然として同じであろう。この点において、重力の引力と磁力の引力との間には大きな違いがあることがわかる。後者の場合、ほとんどの物質では引力は全く感知されず、鉄の場合にのみかなり大きな引力が現れる。

太陽系についての説明において、私たちは月がほぼ円形の軌道で地球の周りを回っており、惑星들もまたほぼ円形の軌道で太陽の周りを回っていると表現した。今、私たちの務めは、これらの特異な軌道についてより詳細な記述を行うことであり、単にそれらをほぼ円形だと片付けるのではなく、どの点で円形と異なるのかを正確に明らかにしなければならない。

もし惑星が太陽の中心に常に位置する真に円形の軌道で太陽の周りを回っているならば、太陽から惑星までの距離は常に円の半径と等しくなるため、一定の大きさを保つはずである。実際、各惑星から太陽までの距離がほぼ一定であることに疑いの余地はない。しかし、正確な観測を行うと、その距離が絶対的に一定ではないことが明らかになる。距離の変動は数百万マイルにも及ぶことがあるが、たとえ極端な場合であっても、惑星の距離の変動は、その総距離のごくわずかな割合――通常は非常にわずかな割合――に過ぎない。各惑星において状況は異なっている。地球自身の軌道では、地球から太陽までの距離は平均値からほとんど外れない。金星は完全な円形運動にさらに近い。一方、火星の軌道、そして特に水星の軌道では、惑星から太陽までの距離にかなりの相対的な変動が見られる。

科学における多くの偉大な発見は、ある程度正しい法則から生じる微妙な偏差を丁寧に観察し、説明することから始まっていることがよく指摘されてきた。天文学の分野には、この原理の優れた例が存在する。惑星の軌道はほぼ円形だが、完全な円ではない。では、なぜであろうか？何らかの自然な理由があるはずだ。その理由は明らかになり、それによって人類の知性が自然界において成し遂げてきた最も偉大な発見の数々がもたらされたのである。

まず、惑星と太陽との距離が一定でないという事実から導き出される結論を見てみよう。円運動はその美しさと単純さにおいて非常に優れているため、明確な必要性が示されない限り、それを捨て去ることはしたくない。では、円運動を維持しつつも、惑星と太陽との距離の変動と両立させる方法はないだろうか？太陽が円の中心にある場合、これは明らかに不可能である。しかし、太陽が中心になく、以前と同様に惑星が太陽の周りを回っていると仮定してみよう。そうなると、二つの天体間の距離は必然的に変動する。太陽の位置がより離心率が高ければ、惑星が軌道の異なる位置にあるときの距離の変化もそれに比例して大きくなる。さらに、太陽の周りに一連の円を配置することで、様々な惑星の軌道を説明できるのではないかと考えられる。金星の軌道の中心は太陽の中心とほぼ一致し、他のすべての惑星の軌道の中心も、二つの天体間の距離が徐々に増減する様子を満足のいく形で説明できるような適切な距離に置かれるべきである。

月や惑星の動きは、このような円形軌道の体系によって大きな程度まで説明できることに疑いはない。しかし、天文学的探究の精神は近似値に満足するものではない。何度も惑星を観測し、その観測結果を、ここで示された体系に従って動く場合に惑星が占めるはずの位置と繰り返し比較されるのである。

円の中心はあちこちに移動させられ、半径も細心の注意を払って調整される。しかし、それでも全く効果はない。惑星の観測結果は細かく検討され、誤りがないか確認されるが、その不一致を説明できるほどの誤りはまったく見つからない。したがって、天文学者たちは、かつて比類なき対称性と美しさを持つと考えられていた円運動を放棄し、惑星の軌道が円形ではないことを認めざるを得なくなったのである。

では、もしこの軌道が円形でないのであれば、それは何なのか？これこそがケプラーが解決しようとした偉大な問題であり、彼の不滅の功績として、彼はそれを解決し、実証することに成功したのである。惑星の軌道の真の形状を発見したこの偉大な成果は、天文学史上最も注目すべき出来事の一つとして輝いている。実際、科学のあらゆる分野において、これほどまでに意義深い結果をもたらした発見が他にあるかどうかは疑問である。

ここでは一時的に幾何学という科学の領域に足を踏み入れ、ケプラーの発見によって比類なき重要性を持つようになったその曲線の性質を研究しなければならない。疑いなく、これは難しいテーマであり、詳細に取り組むには多くの難解な計算が必要となり、本書の範囲外となってしまう。しかし、このテーマの概要を示すことは不可欠であり、私たちは限界の中で可能な限り正確に説明しようと努めなければならない。

太陽の周りを公転する惑星の動きを完璧に表す曲線は、数学者たちが「二次曲面」と呼ぶ有名な曲線群に属している。惑星の軌道を表す二次曲面の特定の形は楕円と呼ばれ、やや不正確には卵形とも言われる。楕円は容易に作成できる曲線である。それを作るための最も簡単な方法は、製図士に馴染みのある方法であり、ここで簡単に説明する。

次のページ（図37）には、紙を貫通する2本のピンが示されている。紐の輪がここに示すようにその2本のピンの上を通り、鉛筆の先端によって引き伸ばされる。少し注意深く操作すれば、鉛筆を導いて紐を常に張った状態に保つことができ、その先端はピンの周りを完全に一周して出発点に戻ってくる。こうして、楕円と呼ばれる有名な幾何学的図形が作られる。

様々な条件のもとで複数の楕円を描いてみると有益である。例えば、ピンの位置は以前と同じままにして、輪の長さを増やして鉛筆をピンから遠ざけると、楕円の細長さが減少し、円により近づくことがわかる。一方、輪の中の紐の長さを短くしてピンの位置を変えない場合、楕円はより卵形になり、数学者の言葉を借りればその離心率が増加する。また、輪の長さを変えずにピンの1つを変えたときに楕円の形状がどのように変化するかを調べるのも有用である。2本のピンをより近づけると離心率は減少し、楕円は円の形状により近づく。逆にピンをより離すと楕円の離心率は増加する。2本のピンを非常に近づけて重なり合わせると、円は楕円の極限形であることが明らかになる。その場合、鉛筆が図形の周りを動く際、その先端は単純に円を描くだけである。

ピンで示された点들は、明らかにその曲線と非常に特別な関係を持っている。それぞれの点を焦点と呼び、楕円には1組の焦点しか存在しない。言い換えれば、特定の大きさ、形状、位置を持つ楕円を作る場合、2本のピンの位置は1組しかあり得ないのである。

楕円が円と主に異なる点は、形状に多様性があることである。大きな楕円も小さな楕円も存在し、同様に大きな円も小さな円も存在するが、さらに大きな…の楕円も存在しうる。

円が持つ完璧な単純さを楕円は持っていないが、少なくとも円にはない多様性という魅力を備えている。図37――楕円の描き方。
卵形曲線もまた、完璧な優美さを持つ輪郭や、高尚な概念との結びつきから生まれる美しさを有している。

古代の幾何学者たちは楕円を研究しており、その焦点に気づき、その幾何学的性質も知っていた。そのためケプラーが惑星の運動に関する著名な研究を行った時にも、彼はすでに楕円についてよく理解していた。先に述べたように、彼は惑星の運動を円形軌道では説明できないことを発見していた。では、次にどのような形状の軌道を試すべきか？楕円はすでに利用可能であり、その性質も知られていたので比較が可能だった。そしてこの比較の結果は実に記憶に値するものだった。ケプラーは、各惑星が回転する軌道を楕円であると仮定することによって、惑星の運動を説明できることを発見したのである。これ自体が極めて重要な発見だった。一方で、これによって太陽の周りを回る巨大な天体たちの運動も整理されることになった。

一方で、古代の幾何学者たちの才能を刺激したあの美しい曲線の形を取り上げ、それに宇宙の道筋を定義するという尊厳を与えたのである。

しかし、ケプラーの最初の発見については、まだ部分的にしか説明していない。私たちは、惑星が太陽の周りを楕円軌道で公転し、したがって太陽はその楕円の内部のどこかの点にあることを知った——しかし、どの点にあるのか？この問題の答えは実に興味深い。私たちは、焦点が他のどの点にもない幾何学的な意味を持つことを指摘した。ケプラーは、各惑星が公転する楕円の焦点の一つに太陽が位置しなければならないことを示した。こうして、私たちは惑星運動の第一法則を次のように述べることができる——各惑星は、太陽を焦点の一つとする楕円軌道で太陽の周りを公転する。

これにより、たとえどれほど多くの惑星があろうとも、それらが太陽の周りを公転する軌道の様子を明確に把握することができる。まず第一に、楕円は平面曲線であることがわかる。つまり、各惑星はその長い旅の間、その動きを一つの平面内に限定しなければならないのである。したがって、各惑星には固有の平面が存在する。確かに、少なくとも大きな惑星に関して言えば、これらの平面はほぼ一致しているが、それでもそれぞれ異なっており、すべてが共通して持つ特徴は、それぞれが太陽を通過するという点だけである。惑星のすべての楕円軌道には共通の焦点が一つあり、その焦点は太陽の中心に位置している。

この注目すべき法則を説明するためには、2、3つの異なる惑星の例を考えるとよい。まず地球の場合を見てみよう。地球の軌道は実際には楕円だが、ほぼ円形に近い。実際、紙の上に正確に比例して描けば、注意深く測定しなければ楕円軌道と円との違いはほとんど見分けられない。金星の場合も、その楕円はさらに円形に近く、楕円の二つの焦点は円の中心とほぼ一致している。一方、水星の場合は——

円から大きく逸脱した楕円形をしており、一部の小惑星の軌道ではさらに離心率が高い。太陽からどれだけ遠くにあっても、すべての惑星が何らかの形をした楕円軌道を描いて運動しているという事実は極めて驚くべきことである。ここで、必然性が各惑星に楕円軌道をたどらせており、他の形の軌道は存在し得ないことを示そう。

楕円軌道を始点として、惑星はその堂々たる軌道を進み、周期時間と呼ばれる一定の時間が経過すると、出発した位置に再び戻ってくる。そして再び同じ楕円軌道を描き、このように何周も繰り返しながら太陽の周りを同じ軌道を描いて回るのである。では、この天体の軌道を追いながら、1周を完了するのに必要な時間の間の運動の歴史を観察してみよう。惑星の軌道の大きさは非常に巨大であるため、定められた時間内にその旅を終えるためには、惑星は非常に速く移動しなければならない。既に見てきたように、地球は365日1/4日という時間で太陽の周りを1周するために、毎秒18マイルの速度で移動しなければならない。そこで問題となるのは、惑星の移動速度が一定かどうかということである。例えば、地球は常に毎秒18マイルの速度で移動しているのか、それとも時にはより速く、時にはより遅く移動し、平均して毎秒18マイルという速度が保たれているのか？これは非常に重要な問題であり、私たちは最も明確かつ断固とした方法でその答えを出すことができる。惑星の速度は一定ではなく、その速度の変動は隣の図（図38）によって説明することができる。

図38　—楕円運動における速度の変化。

まず、惑星が軌道上で太陽から最も遠い位置、つまり図の右側にあると想像しよう。この位置では物体の速度は最も低くなっている。惑星が太陽に近づき始めると、速度は徐々に上昇して平均値に達する。その点を過ぎて惑星が急速に太陽に向かって進むと、その運動速度はますます大きくなり、やがて太陽の周りを回る際に速度は最大値に達する。太陽を通過した後は、惑星と恒星との距離が増え、運動速度は低下し始める。徐々に速度は下がって再び平均値に戻り、さらに低下して惑星が太陽から最も遠い位置に戻る頃には、速度は最初の値まで減少している。これにより、惑星が太陽に近いほど速く動くことがわかる。しかし、惑星の速度がどのように変化するかという原理に数値的な定義を与えることもできる。隣の図（図39）は、もちろん太陽を焦点Sとして描かれた惑星の軌道を示している。ここでは2つの…

楕円を囲む部分であるA BとC Dの両端を焦点に結んだ。ケプラーの第二法則は次のように述べられる。「すべての惑星は、太陽からその惑星まで引いた直線が等しい時間内に等しい面積を通過するような速度で太陽の周りを回る。」

図39－等しい時間内の等しい面積。
例えば、色付けされた部分であるA B SとD C Sの面積が等しい場合、惑星が楕円上のA BおよびC Dの部分を移動するのにかかる時間も等しくなる。一方の面積がもう一方より大きい場合、必要な時間は面積の比率に応じて変わる。

この法則が成り立つならば、惑星が太陽に近づく際に速度が増加する理由もすぐに明らかになる。太陽に近いところで一定の面積を移動するためには、軌道の他の部分よりも明らかにより長い弧が必要となる。反対側の端では、大きな面積を得るのに短い弧で十分であり、したがって速度も小さくなる。

これら二つの法則によって、惑星が太陽の周りを回る運動は完全に規定される。第一法則は惑星がたどる軌道を定義し、第二法則はその軌道上の異なる点における速度の変化の仕方を説明している。

軌道。しかしケプラーはこれらに第三法則を加え、同じ太陽の周りを公転する二つの異なる惑星の運動を比較することを可能にした。この法則を述べる前に、まず惑星の平均距離とは正確に何を意味するのかを説明する必要がある。楕円形の軌道上では、太陽から惑星までの距離は絶えず変化しているが、それでもすべての距離の平均値という明確な意味を与えることは容易である。この平均値が平均距離と呼ばれる。平均距離を求める最も簡単な方法は、これらの値の中で最大のものと最小のものを足し合わせ、その和の半分を取ることである。私たちはすでに惑星の周期時間を定義している。それは惑星がその軌道を一周するのに要する日数である。ケプラーの第三法則は、さまざまな惑星の平均距離と周期時間の間の関係を明らかにするものであり、その関係は次のように表される。「周期時間の二乗は、平均距離の立方に比例する。」

ケプラーは、異なる惑星が異なる周期時間を持っていることを知っていた。また、惑星の平均距離が大きくなるほど周期時間も長くなることも認識しており、この二つの間の関係を明らかにしようと決意した。周期時間が単に平均距離に比例すると言うのは正しくないことはすぐにわかった。もしそうだとすると、ある惑星の距離が別の惑星の2倍だった場合、前者の周期時間は後者の2倍になるはずだが、観測によれば、より遠方にある惑星の周期時間は2倍を超え、実際にはほぼ3倍にも達していた。自分の洞察力や解釈しようとする観測結果の正確性に自信がなければ忍耐力を失ってしまうような繰り返しの試行を経て、ケプラーはついに真の法則を発見し、私たちが述べた形でそれを表現した。

この法則の性質を示すために、地球と金星を比較対象としてみよう。地球の太陽からの平均距離を1とすると、金星の太陽からの平均距離は0.7233となる。小数点第一位以降を省略すれば、周期時間を表すことができる。

地球の公転周期は365.3日、金星の公転周期は224.7日である。ケプラーが主張する法則とは、365.3の二乗と224.7の二乗の比が、1と0.7233の三乗の比と同じであるというものだ。読者は実際に掛け算を行うことで、この等式の正しさを容易に確認できる。ただし、公転周期の値には4桁しか記載されていないため、計算を行う際にも4桁のみを有効な数字として考慮すべきである。

この法則を検証する最も効果的な方法は、金星の公転周期を未知数と見なし、既知の地球の公転周期および金星の平均距離からそれを導き出すことである。このようにしてケプラーの法則を前提とすることで、単純な比例計算によって公転周期の三乗値を求め、その結果として224.7日という値が得られる。実際、天文学の計算においては、惑星間の距離は通常ケプラーの法則から求められる。惑星の公転周期は非常に高精度で測定可能な要素であり、これが分かれば平均距離の二乗、ひいては平均距離自体も決定できる。

これらが、発見者の名前と常に結びつけられてきた、有名な3つの惑星運動の法則である。大量の観測データからこれらの法則が見出された卓越した技術、法則自体の内的な美しさ、広範な一般性、そして太陽系の各天体間に築かれた結束力により、これらの法則は天文学において特別な地位を占めている。

ケプラーによって確立されたこれらの惑星法則は、単に観測結果に過ぎなかった。実際、惑星は楕円軌道を描いていることが分かっていたが、なぜ他の曲線ではなくこの楕円軌道を取るのか、ケプラーにはその理由が示せなかった。また、なぜこれらの天体が等しい時間内に等しい面積を移動するのか、あるいはなぜ第三法則が常に成り立つのかについても、彼には説明ができなかった。ケプラーが提唱した法則は、3つの独立した真理として存在していた。疑いなく十分に確立されてはいたが、

なぜ他のどの法則ではなく、これらの法則が惑星の公転に適しているのかという根拠は一切ない。

ケプラーの法則からこの経験的な性格を取り除いたことは、万有引力の偉大な法則の最大の勝利であった。ニュートンの偉大な発見によって、ケプラーの3つの孤立した法則は一つの美しい理論として統合された。彼はそれらの法則が真実であるだけでなく、なぜ真実でなければならないのか、そしてなぜ他の法則が真実であり得ないのかも示した。彼はその不朽の著作『プリンキピア』の中で、有名な惑星の法則の説明は重力の吸引力に求められることを実証的に証明した。ニュートンは、太陽には引力が存在し、その引力の必然的な結果として、すべての惑星は太陽を焦点の一つとする楕円軌道を描いて公転しなければならず、惑星の軌道半径は等しい時間ごとに等しい面積を通過しなければならず、また2つの惑星の運動を比較する際には、周期の二乗が平均距離の立方に比例しなければならないと述べた。

これは数学的な論文ではないため、ニュートンが示した証明について論じることは不可能であり、それらを理解しようと努力したすべての人々から即座かつ普遍的な賛同を得てきた。ここでは技術的な詳細を紹介することなく、用いられた推理の性質を示す、非常に簡潔で一般的な概観にとどめなければならない。

まず第一に、宇宙空間に自由に浮かび、宇宙内の他のあらゆる天体の影響から完全に隔絶された球体を想像してみよう。この球体が何らかの衝撃によって動き出し、宇宙空間を高速で飛行し始めると仮定しよう。衝撃が止んでも球体は運動を続け、前方へと進み続ける。しかし、それがたどる軌道はどのようなものになるだろうか？私たちは空に投げられた石が曲線的な軌道を描いて動くのをよく見てきたため、自由空間に投げ出された物体も同様に曲線を描いて動くと自然に考えがちだ。しかし、少し考えてみれば、両者は全く異なることがわかる。

自由空間においては、上も下もという概念は存在しない。すべての道は同じであり、物体が右や左に曲がる理由もない。したがって、あらゆる干渉から解放された物体は一度動き出せば直線的に進むだろうと推測される。確かに、この主張は直接的な実験によって検証することは決してできない。私たちは地球の表面にいるため、物体を外部力から隔離する手段を持っていない。空気の抵抗やその他さまざまな形態の摩擦、そして地球自体の重力もまた、私たちの実験を妨げる。氷の上に投げられた石はほとんど抵抗に遭わず、凍った表面に沿って直線的に進むのが見られる。同様に、宇宙空間に投げられた石も完全に直線的な軌道を描くだろう。これは、必ず失敗に終わるであろう実験を試みるのではなく、間接的な推理によって証明されるのである。この原理の真実性は、それを裏付ける議論を適切に検討した者であれば、決して疑うことはない。

では、物体が直線的に進むと仮定した場合、次に問題となるのはその運動の速度である。凍った湖面の滑らかな氷の上を滑る石は、誰もが観察しているように、止まるまで長距離を進む。氷と石の間の摩擦はほとんどないが、それでも氷の上でも摩擦は完全には存在しないわけではない。そしてその摩擦は常に運動を止めようとするため、最終的には石は止まってしまう。一方、宇宙空間を航行する物体は摩擦を受けず、速度が減少する傾向もない。したがって、物体は永遠に速度を落とすことなく進み続けることができると考えられる。確かに、このような主張は私たちの日常経験と矛盾しているように思える。風が止んだら帆船は前進しなくなり、蒸気が止まれば列車は徐々に速度を失い、回転するコマもゆっくりと停止してしまう。このような例から、力が作用しなくなれば、その力によって生じた運動も止まるという主張が成り立ちそうに思える。

徐々に弱まり、最終的には消えてしまう。しかし、これらすべての場合において、よく考えてみると、運動の減少は抵抗力の作用に起因することがわかる。帆船は船体に当たる水の摩擦によって速度が落ち、列車は車輪の摩擦や空気を切り裂いて進む必要があるために速度が低下し、回転するおもちゃが止まる主な原因も大気抵抗である。というのも、真空状態で実験を行えば空気がなくなっても、そのおもちゃははるかに長い時間回り続けるからだ。したがって、宇宙空間に自由に投げ出され、外部からの抵抗を受けない物体は、永遠に直線上を運動し続け、最初に持っていた速度を時間の終わりまで変わらず保ち続けるということを認めざるを得ない。この原理が運動の第一法則である。

この原理を惑星の運動という重要な問題に適用してみよう。例えば地球の場合を取り上げ、運動の第一法則の結果について考察してみよう。地球は毎瞬間、約18マイル/秒の速度で動いていることがわかっている。運動の第一法則によれば、もしこの地球に外部力が働かなければ、永遠に宇宙空間を直線的に進み続け、現在持っている速度からも逸脱することはないはずだ。しかし、地球は本当にそのように動いているのだろうか？明らかにそうではない。私たちは既に、地球が太陽の周りを回っていることを知っており、ケプラーの法則はその運動に極めて高い精度と明確さを与えている。その結論は避けられない。地球は外部力から自由であり得ない。地球には絶え間なく何らかの強力な影響力が作用しているに違いない。その影響力が何であれ、常に地球を直線的な軌道から外れさせ、直線ではなく楕円形の軌道を描かせているのだ。

今、解決すべき大きな問題は簡単に述べられる。何らかの外部要因が常に地球に影響を与えているに違いない。その要因とは何か、どこから来るのか、そしてどのような法則に従うのか。この問題は地球だけに限らない。水星や金星、火星、木星、土星もまた、直線的な軌道を描いていないことから、同様のことが明らかになっている。

何らかの力にさらされていなければならない。惑星たちをその軌道上で進ませるこの力とは何だろうか？ニュートン以前では、この問いは無駄なものだったかもしれない。答えを与えたのはニュートンの卓越した天才性であり、それによって現代科学全体が革命を迎えたのである。

この問いに答えるためのデータは観測から得られなければならない。ここには単なる数学的思索だけでは解決できない問題は存在しない。数学は疑いなく探求において有用であり、実際には不可欠な道具である。しかし、数学に本来持たない力を持つと考えてはならない。この種の問題において数学ができることは、観測によって得られた結果を解釈することだけである。ニュートンが出発点としたデータは、地球や他の惑星の運動における観測された現象であり、これらの事実はケプラーの法則によって簡潔に表現されていた。したがって、ニュートンは自らの研究の基礎としてケプラーの法則を採用し、ケプラーの法則を解釈するために彼自身が創り出した著名な数学的推理を用いたのである。

では、この問題は次のようにアプローチされるべきである。惑星は何らかの外部からの影響を受けているのであり、各惑星の軌道が楕円であり、また各惑星が等しい時間内に太陽の周りで等しい面積を移動するという知識から、その影響が何であるかを特定しなければならない。各惑星に作用する影響とは、数学者が「力」と呼ぶものであり、力には必ず方向がある。力の最も単純な概念とは、ロープを通じて伝わる引っ張り力であり、この場合、ロープの方向が力の方向となる。各惑星に作用する力は見えないロープによって伝えられていると想像してみよう。ケプラーの法則は、このロープの方向やそこを通じて伝わる力の強さについて教えてくれる。

ケプラーの法則の数学的解析は本書の範囲を超えている。したがって、我々はそれらが導き出す結果に限定し、推論の詳細は省略しなければならない。ニュートンはまず、惑星が等しい時間内に等しい面積を移動するという法則を取り上げ、

彼は、揺るぎない論理によって、これがすぐに惑星に作用する力の方向を示していることを明らかにした。また、惑星を制御するとされる想像上の紐は常に太陽の方を向いていなければならないことも示した。言い換えれば、各惑星に作用する力は常に惑星から太陽へと向けられていたのである。

依然として解明すべきは、その力の強さ、そして惑星が軌道上の異なる位置にあるときにその力の強さがどのように変化するかという点だった。ケプラーの第一法則によってこの問題に答えることができる。もし惑星の軌道が楕円形であり、その楕円の一方の焦点に常に太陽があり、力が常にそちらの方向を向いているならば、数学的解析により、その力の強さは惑星から太陽までの距離の二乗に反比例して変化しなければならないと結論づけられる。

したがって、引力が惑星を太陽の方へ引き寄せ、その引力の強さが距離の二乗に反比例して変化すると仮定すれば、ケプラーの法則に従った惑星の運動は、最も微細な点に至るまで説明可能となる。このような引力が実際に存在すると断言することをためらうべきだろうか？私たちは地球が落下する物体を引き寄せる様子を見てきたし、地球の引力が月に及び、月が地球の周りを公転する理由を説明していることも知っている。今や、惑星が太陽の周りを回る運動もまた、この引力の法則によって説明できることを学んだのである。しかし、万有引力の法則を裏付ける証拠は、実際にはこれまで提示してきたものよりもはるかに強力である。この問題については後ほどさらに詳しく論じる予定だ。私たちは、太陽が惑星を引き寄せるだけでなく、惑星同士が互いに引き合う様子も示し、この惑星間の相互引力が、重力の法則を疑う余地のないものへと高める素晴らしい発見をもたらした経緯を明らかにするつもりだ。

この法則の存在を認めるならば、惑星들は太陽を共通の焦点とする楕円軌道を描いて太陽の周りを公転しなければならないことが示せる。また、等しい時間内に等しい面積を移動しなければならないことも示せる。さらに、公転周期の二乗が…に比例することも証明できる。

平均距離の3乗。さらに、彗星の謎めいた動きがどのように説明できるかも示すことができる。同じ偉大な法則によって、衛星の公転も説明できる。潮汐や太陽系全体に見られるその他の現象も説明可能だ。最後に、太陽系の限界を超えて宇宙に散在する美しい星々の系まで視野を広げると、そこでもまた万有引力の偉大な法則の証拠が見出されることを示す。

第六章　ロマンスの星々
主題の概要――水星は太陽に最も近い惑星か？――内側の惑星が太陽の前を通過する現象――ヴァルカンの通過は観測されたことがあるか？――日食時の惑星の視認性――1878年におけるワトソン教授の研究。

太陽系の全体的な概要、そして前章で得られた万有引力の法則の概要を踏まえて、ここから惑星やその衛星についてより詳細に検討していく。まずは太陽に最も近い惑星から始め、次第に外側へと一つずつ進んでいき、最終的には太陽系の境界に到達する。そこには注目すべき点が数多く存在する。各惑星自体が球体であり、私たちはそれについて既知の事実をできるだけ記述していく必要がある。多くの惑星が持つ衛星もまた、多くの興味深い点を持っている。それらの発見経緯、大きさ、運動、距離などは適切に考慮されなければならない。また、惑星の運動にも考察すべき点が多くある。惑星同士が互いにどのように影響し合い、その影響からどのような特異な結果が生じているかを示す機会もあるだろう。また、天体測定や天体重量測定という重要な問題にも時折言及しなければならない。私たちの太陽系の各構成要素の大きさ、重量、距離をどのようにして明らかにするかも示さなければならない。幸いなことに、私たちの作業の大部分は、十分に確実で、繰り返しの観測によってその結果が裏付けられている領域を扱うことになる。しかし、講義の最初の段階ですでに、決して確実ではない観測結果に取り組まなければならない場合もある。これまで知られていた惑星よりもはるかに太陽に近い惑星が存在すると、権威ある人物によって主張されている。この問題は依然として未解決だが、その惑星が存在しないわけではない。

現在、そのような惑星は見つかっていない。だからこそ、本章の主題を「ロマンスの惑星」と名付けたのである。

長らく太陽に最も近い惑星と考えられてきた水星が、実際にはその地位にふさわしい天体ではないのではないかと考えられることがしばしばあった。水星は平均して約36,000,000マイルの距離を太陽の周りを公転している。水星と太陽の間には、他に1つまたは複数の惑星が存在していた可能性がある。1,000万マイルの距離を公転する惑星や、1,500万マイルの距離を公転する惑星などがあったかもしれない。しかし、そうした惑星は本当に存在したのだろうか？水星の軌道の内側を公転する惑星が1つでも存在したのだろうか？そのような惑星の存在を信じる根拠はいくつかあった。水星の動きには、かつては内側に惑星が存在するという仮説で説明できるかもしれないと思われるような影響の兆候が認められたのである。[13]しかし、その天体を観測するには大きな困難が伴った。それは常に太陽に非常に近い位置にいなければならず、最良の望遠鏡を使ってもその位置にある星のような点を見ることは一般的に不可能だった。また、そのような惑星は日没後にも見ることはできない。最も好都合な条件下でも、ほぼすぐに太陽と共に沈んでしまうからであり、同様の理由で日の出時にも見えないのである。

したがって、私たちが通常用いる惑星観測の方法では全く役に立たない。水星内側に惑星が存在するかどうかという重要な問題を解明しようとするなら、特別な方法に頼るしかない。少なくとも2つの観測手法が、私たちの目的を達成するのに役立つと期待される。

最初の方法については、その未知の惑星が偶然地球と太陽の間に直接位置するときにチャンスが生じる。図（図40）では、太陽を中心に示している。内側の点線円は、その存在がまだ十分に確認されていないにもかかわらず「ヴァルカン」と名付けられた未知の惑星の軌道を表している。外側の円は地球の軌道を示している。ヴァルカンは地球よりも速く公転するため、しばしばその惑星が地球を追い越すことになり、その結果、3つの天体は図に示されているような位置関係になるのである。

図。しかし、それだけではヴァルカンが必ずしも地球と恒星のちょうど中間にあるとは限らない。惑星の軌道は傾いている可能性があり、そのため地球から見ると、状況によってヴァルカンは太陽の上か下に位置することになる。

もしヴァルカンが実際に存在するのであれば、時々この3つの天体が一直線上に並ぶことが期待され、そうなれば望遠鏡を使ってその惑星を発見する絶好の機会が得られるだろう。そのような時には、太陽面をゆっくりと移動する暗い点としてその惑星を観測できるはずだ。地球の内側にある他の2つの惑星、すなわち水星と金星も時折凌日を起こすのが見られるが、ヴァルカンが存在するならば、その太陽面を横切る回数は水星よりも多く、金星よりもはるかに多いはずだ。一方で、ヴァルカンは小さな球体であり、凌日時には水星よりもはるかに遠方にあるため、この「ロマンスの惑星」の凌日が、先に挙げた他の2つの惑星の凌日と比べて見応えがあるとは思えない。

問題は、望遠鏡による観測によってヴァルカンの凌日と見なせるものが何か発見されたことがあるかどうかという点だ。この点については、確実に断言することはできない。観測者たちは何度も、太陽面を横切る点が見えたと主張しており、その形状や全体的な様子から、それが水星内側にある惑星だったと推測している。しかし、そのような観測が行われた状況を詳しく調べてみても、この推測への信頼は高まらない。そのような発見は通常、望遠鏡観測にあまり精通していない人々によってなされている。過去1世紀にわたり、この分野の研究に専念する天文学者たちによって太陽が綿密に観察されてきたにもかかわらず、経験豊富な天文学者から太陽上のヴァルカンの発見として報告された例は一切ないというのは、確かに重要な事実だ。太陽を横切った惑星に関する最後の報告は1876年のもので、ドイツのアマチュア天文家によってなされたが、彼が

惑星だと思われていたものは、実際には小さな太陽黒点であることがすぐに明らかになった。その黒点は、定期的な観測作業の一環としてグリニッジで撮影されており、マドリードでも観測されていたのだ。この問題全体を検討した結果、現時点では水星内を公転する惑星が中心恒星の表面を通過するということを示す信頼できる望遠鏡による証拠は存在しないと考えられる。

図40――ロマンスの惑星の通過。
しかし、太陽の近傍に新しい惑星を発見するための別の方法も存在する。ただし、この方法はあまり利用できない。太陽が完全に日食になった時にのみ可能だ。

月が地球と太陽の間に直接位置すると、昼間の明るさは一時的に夜の暗闇に置き換えられる。もし

空が雲に覆われていないと、星々が現れ、隠れている太陽の周囲でも見ることができる。たとえ惑星が恒星に非常に近くにあったとしても、その明るさが水星と同等ならば、このような時には見ることができるだろう。このような観測を試みる際には、入念な準備が必要である。特に避けなければならない危険は、惑星をおそらく似て見える普通の星々と混同してしまうことだ。著名なアメリカの天文学者であったワトソン教授は、1878年の大規模な日食の際に、この研究に専念するため特別な準備をした。日食が起こると太陽の光は消え、星々が現れた。その中でワトソン教授は、長年探し求められてきた水星内惑星であると思われる天体を見つけた。付け加えておくと、この熱心な観測者は別の天体も見つけ、当初はそれをかに座のゼータ星だと考えていた。しかし後に、その天体の記録された位置が、この星の既知の位置と予想ほど一致しないことに気づき、それがゼータ星ではなく、何か他の未知の惑星に違いないと結論づけた。ただし、観測上の困難を考慮すると、彼が惑星だと考えたこれら二つの天体の相対的位置は、かに座のセタ星とゼータ星の相対的位置と十分によく一致しており、今ではワトソンが見たのは単にこれら二つの星に過ぎないとほとんど疑う余地はない。しかし彼は、二つの惑星だけでなくかに座のセタ星も見たと主張し、その位置は記録していないと述べた。とはいえ、同じ場所の近くには20かに座として知られる第三の星があり、これをワトソンがセタ星と間違えた可能性が高い。1878年以降に起こった日食の際には、特別に探索されたにもかかわらずヴァルカン星は観測されていないことも記しておく必要がある。したがって、天文学者たちの間では、依然として水星の軌道内に惑星は発見されていないというのが一般的な見解である。

第七章　水星
古代の天文学的発見――水星が初めて発見された経緯――見つけるのが容易でないこと――
水星は最も古い時代から知られていた――発見に必要な技術――水星と恒星の区別――東洋と西洋における水星――予測――水星を観測する方法――望遠鏡で見た水星の姿――その姿を観測する際の困難さ――水星の軌道――惑星の速度――この惑星上に生命は存在しうるか？――温度の変化――水星の太陽面通過――ガッセンディの観測――水星の自転――水星の重さ。

天文学的発見の歴史は長く、輝かしいものである。現代の発見は次々と急速に行われ、その輝きによって私たちの想像力をしばしば圧倒してきたため、天文学的発見は純粋に現代の産物だと考えがちである。しかし、これほど根本的に間違った考えはない。現代の成果を最大限に評価する一方で、古代の天文学者たちの努力にも正当な評価を与えようではないか。

そして、古代の天文学者と言うとき、何を意味するのかを明確に理解しておこう。今日、科学は非常に急速に発展しており、各世紀ごとに驚くべき進歩が見られる。勤勉な天文学者たちが天空を丹念に観測することで、各世代、各10年間、各年ごとに報われるものがある。しかし、記憶に残る水星の発見を見るためには、遥か昔の時代を振り返らなければならない。それと比べると、ニュートンの発見はごく最近の成果と見なされる。今回論じるこの惑星の発見と比べれば、コペルニクスの天体観に関する説もまた最近の出来事に過ぎない。

この偉大な発見を成し遂げたのは誰か？天文学的記録を調べることで、この問いに答えることができるだろうか。記憶に残る生涯の終わりに、コペルニクスは自分が……ということに対して心から遺憾の意を表したと伝えられている。

彼は水星を目にする機会に恵まれたことがなかった。彼は特にこの天体を見てみたいと切望していた。その動きは、彼が確立した天体運動の理論を非常によく示しているからだ。しかし、彼にはその機会が一度も訪れなかったのである。水星は他のいくつかの惑星ほど簡単には見ることができず、おそらくヴィスワ川の河口にある巨大な湖から立ち上る蒸気が、コペルニクスが住んでいたフラウエンブルクの地平線を覆っていたため、彼が水星を観測できる機会は他の場所よりもさらに少なかったのであろう。

コペルニクスの時代には、水星の存在はもはやよく知られた事実であった。したがって、その発見はそれよりも以前の時代に行われたものと考えられる。中世の乏しい天文学文献の中にも、この天体の存在に関する言及が時折見られる。水星に関する観測記録は、遠い昔から現代に至るまで追跡することができる。さらに古い時代の記録も存在し、最終的には紀元前265年に行われた観測記録が2,000年以上も前から伝わっている。しかし、この観測記録が水星の発見を記録したものだと主張するわけではない。それよりもさらに古い時代には、ニネベの天文学者の長がアッシリアの王アッシュールバニパルに提出した報告の中で水星に言及している。当時すでに水星が発見されたばかりだったとは到底思えない。おそらくこの惑星は二つ以上の異なる場所で独立して発見されたのであろうが、そのような発見に関する記録は全く残っていない。発見者の名前や彼らが属していた民族、そして彼らが生きていた時代についても我々は何も知らないのである。

この発見は非常に古いものであり、宇宙の真の構造に関する正しい理解が形成される以前に行われたものであり、言うまでもなく望遠鏡が発明されるはるか以前のことである。それでもなお、水星の発見が決して単純で明らかなことだったと考えてはならない。その発見がおそらくどのような方法で行われたのかを想像してみれば、そのことは明らかになるだろう。

太古の天文学者たちは、長年にわたって天体を観察してきたため、さまざまな星や星座を識別する方法を学んでいた。経験から、これらの天体が常に同じ場所に存在することを理解していた。彼らはシリウスが毎年同じ季節に必ず現れること、そしてオリオン座や他の近隣の星座との相対的な位置関係も把握していた。同様に、他の明るい星々もまた、天の特定の領域に常に存在する馴染み深い天体だった。星々が昇ったり沈んだりする様子を見て、各星は動いているように見えるものの、星々の相対的な位置関係は変わらないことに気づいていた。間違いなく、この古代の天文学者たちは金星のことも知っていた。彼らは夕方に見える星も、夜明けに見える星も知っており、金星は太陽の一方からもう一方へと移動する天体だと結論づけたのかもしれない。

東方の砂漠の澄んだ空の中で水星がどのようにして発見されたかは、容易に想像できる。太陽が沈み、短い薄明りもほとんど消え去った頃、ちょうど沈む太陽の光がまだ空を照らしている地平線付近に、明るい星が見える。太古の天文学者は、その場所に明るい星は存在しないことを知っていた。もしその物体が星でないのなら、一体何なのか？この疑問を解明したくて、次の夜も空を観察すると、やはり地平線の少し高い位置に、前夜に見たのと同じ物体が、さらに明るく見える。夜ごとにその物体の輝きはますます増し、ついには目立つ宝石のようになる。おそらくそれはますます高く昇っていくか、あるいは金星自身の明るさに達するほどになるのかもしれない。これらは、最初にこの物体を観測した人々が立てたあり得そうな推測だったが、実現することはなかった。数晩にわたって異常なほど明るく輝いた後、この神秘的な天体の輝きは衰えていく。再びその惑星は日没時に地平線に近づき、ついには太陽が沈んだ直後に沈んでしまい、見えなくなってしまう。もう二度と見ることはできないのだろうか？日没後にその物体を観測できる機会が訪れるまで何年もかかるかもしれないが、その時再び同じような変化の過程を経るのが見られるだろう。

おそらく、全く異なる状況下でのことだろう。地平線上の最高高度や最大の明るさも大きく変動する。

原始時代の天文学者が、これら様々な現象がすべて同一の天体に起因すると確信できるようになるまでには、長期にわたる綿密な観測が必要だったに違いない。東方の砂漠では、日没の現象とほぼ同じくらい、日の出の現象もよく知られていたはずであり、澄んだ空の中で、地平線上で太陽光が差し始める地点に、時折明るい星のような点が見えることがあった。日に日に、この天体は日の出前に地平線上でますます高く昇り、距離が遠くなるにつれてその輝きも増していった。そして再び太陽に向かって近づき、数ヶ月間は見えなくなるのだった。これが原始時代の天文学者の前に提示された事実だった。日没後にはある天体が見え、日の出前には別の天体が見えたのである。私たちにとっては、観測された事実からこれら二つの天体が同一であるという結論は自明に思えるかもしれない。その推論は正しいものだが、決して自明なものではない。長期にわたる忍耐強い観測を通じて、これらの天体のうち一方が見えるのはもう一方が消え去ってからだけだという驚くべき法則が確立された。したがって、日の出時と日没時の両方の現象は、太陽の周りを往復運動する同一の天体によって引き起こされていると結論付けられたのである。

これら二つの天体が同一であるという主張が受け入れられる前には、慎重な検証が必要だったことは容易に想像できる。このような場合、どのようにして検証を行えばよいのか？科学的真実を最も完全かつ説得力のある形で示すのは、予測が正しく実現することに他ならないという点に疑いの余地はほとんどない。水星が何年も観測されているうちに、その出現の周期性に一定の規則性があることが認識された。一度周期性が完全に確立されると、予測が可能になったのである。日没後に水星が見える時刻や、日の出前に見える時刻を正確に予言できるようになったのだ！そして、これらの予測が文字通り実現されること——つまり、予測通りに探せば常にその惑星が見える——が確認されると、この仮説を否定することは不可能になったのである。

これらの予測がどのような根拠に基づいていたか。その仮説の背後にあったのは、あらゆる様相が単一の天体の振動に起因するという前提であり、したがって水星の発見も木星や金星の発見と同じく確固たる基盤の上に成り立っていたのである。

ブリティッシュ諸島の緯度帯では、一般的に1年のうちのある時期に水星を観測することが可能である。観測すべき日時を合理的な範囲内で定める一般的な規則を設けることは難しいが、この惑星を見ようと決心した者なら、少しの忍耐さえあれば通常は成功するだろう。まずはその天体の位置を示す天文年鑑を参照し、水星が夕方の星または朝の星であると記されている時期を選ぶ必要がある。特に春の季節は適しており、他の季節よりも水星の地平線上の高さが通常大きくなるからだ。日没後約45分の夕暮れ時には、控えめだが美しいこの天体を眺めることができ、観測者の努力に報いてくれるだろう。

赤道式望遠鏡を持つ天文学者にとっては、このような指示は不要である。望遠鏡を使って水星を観測するには、まず航海天文年鑑を調べて惑星の位置を確認する。もし水星が地平線上にあれば、すぐに望遠鏡をその方向に向けることができ、真昼間であってもしばしばその惑星を見ることができる。しかし、望遠鏡で見た水星の姿はがっかりさせられるものだ。月よりはるかに大きいにもかかわらず、十分に遠くにあるため小さく見えるのである。ただし、この惑星を観測する際にはすぐに注目を引く特徴がある。水星は通常、円形の物体としては観測されず、むしろ小さな月のような三日月形をしている。この惑星の位相も、月の位相と全く同じ原理で説明される。水星も地球と同様、自ら光を放つことのない物質で構成された球体である。惑星の一方の半球は必然的に太陽の方を向いており、その側面は太陽光によって明るく照らされる。水星を見るとき、照らされていない側面は何も見えず、三日月形に見えるのは、私たちが得る縮小された視点のためである。

明るく照らされている部分。惑星はあまりにも小さな天体であるため、肉眼で見たときにはその光る物体の形状をはっきりと把握することはできない。実際、はるかに大きな金星の三日月形でさえも、特徴的な形状を観測するには望遠鏡の助けが必要だ。しかし、水星が三日月形をしており、地球や太陽との相対的な位置の変化に応じて様々な位相を示すという事実以外には、この惑星についてはあまり多くのことを知ることはできない。水星はあまりにも小さく、またあまりにも明るいため、その表面の詳細を容易に把握することはできないのだ。確かに、惑星上の非常に微弱で不明瞭な模様についての試みや観測記録が存在するが、そのような主張は極めて慎重に受け止めなければならない。

図41──水星の動き、位相と見かけの大きさの変化を示す。

水星に関して確立されている事実は、主に太陽の周りを描く軌道に関する数値的なデータである。水星が1回転するのに要する時間はほぼ88日であり、太陽からの平均距離は約36,000,000マイル、そしてその移動速度の平均値は秒速29マイル以上である。すでに触れたように、水星の軌道の最も特徴的で注目すべき点は、他のすべての大きな惑星の軌道とは異なり、その大きさがはるかに大きいという点である。

円形からの逸脱。
ほとんどの場合、惑星の軌道は非常にわずかに楕円形をしているため、正確な比率で描かれた軌道図でも、注意深く測定しない限り円形と区別がつかない。しかし水星の場合は事情が異なり、最も素人の観察者であってもその楕円形の軌道は明らかに認識できる。太陽から水星までの距離はかなり大きな範囲で変動する。最小値は約3,000万マイル、最大値は約4,300万マイルである。ケプラーの第二法則によれば、惑星の速度もそれに応じて変化しなければならない。太陽に近い軌道部分では速く移動し、遠い軌道部分ではゆっくりと移動する。最大速度は約35マイル/秒、最小速度は約23マイル/秒である。

水星の運動を適切に理解するためには、速度と、その速度で移動する天体の実際の大きさとを分けて考えるべきではない。日常生活で慣れ親しんでいる速度と比べれば、29マイル/秒という速度は確かに途方もないものだ。この速度はライフル弾の速度の100倍以上にもなる。しかし天体の大きさを比較すれば

その速度を考えると、水星の速度は弾丸の速度に比べてかなり遅いように思える。ライフル弾は1秒間に何千回も自分の直径に相当する距離を移動する。しかし水星ははるかに速く動いているにもかかわらず、その惑星の大きさが非常に大きいため、直径に相当する距離を移動するのに2分もの時間が必要となる。惑星全体を見ると、その移動速度はその大きさにふさわしい、堂々とした、威厳のある進行に過ぎない。

水星の実際の表面についてはほとんど、あるいは全く何も知ることができないため、その表面に生命が存在しうるかどうかを断言することは完全に不可能である。しかし、地球で知られている生命と同様の形態の生命は水星上には存在しえないという結論を合理的に導き出すことはできる。太陽の熱と光は、私たちが経験するものよりもはるかに強い強度で水星に降り注ぐ。この惑星が太陽から最も遠い位置にある時でさえ、太陽放射の強度は地球で記録される最大の熱量の4倍以上である。しかし水星がその驚くべき軌道変化の過程で、軌道上で最も暖かい部分に近づくと、猛烈な灼熱にさらされる。その時の太陽の熱の強度は、私たちが受ける最大の放射量の少なくとも9倍はあるに違いない。

これらの激しい気候変動は、私たちの季節の変化よりもはるかに急速に繰り返される。水星では夏至から冬至までの期間はわずか44日で、1年全体も88日しかない。このような急激な太陽熱の変動は、水星の居住可能性に大きな影響を与えるに違いない。レジャー氏は彼の興味深い著作[14]の中で、もし水星に住民がいるのであれば、「近日点」と「遠日点」という、ここではしばしば複雑で難解な概念として扱われる言葉も、その惑星の表面では誰もがよく知っているはずだと述べている。これらの言葉は「太陽に近い」と「太陽から離れた」を意味するが、地球が太陽から離れる距離の変化はごくわずかなため、私たちはこれらの表現を何か明確な現象と結びつけることはない。しかし水星では、

6週間後には、太陽の見かけ上の大きさは2倍以上になり、光や熱の量も2倍以上になる。近日点や遠日点といった変化は、惑星全体の仕組みと明らかに密接に関連した概念を体現している。

しかし、気候について何かを結論づける際に、単に太陽の距離の近さや遠さだけに基づくのは軽率である。気候は太陽の距離以外の要因にも左右される。地球を取り巻く大気は寒暖に大きな影響を与え、もし水星にも大気があるのであれば――しばしばそう考えられてきたように――その気候は必要な範囲で変化する可能性がある。しかし、どんな大気であっても、太陽放射の激しく急速な変動から住民を十分に守ることはほぼ不可能だろう。私たちが言えるのは、水星上での生命の問題は未解決、あるいは永遠に解決不可能な謎の一つであるということだけだ。

1629年、ケプラーは今後起こる天文学的現象について重要な予告を行った。彼は惑星の動きを深く研究しており、過去の観測から未来を予測しようと試みたのである。ケプラーは1631年に金星と水星の両方が太陽の前を通過すると予告し、水星の通過日を11月7日、金星のそれを12月6日と特定した。これは当時としては非常に驚くべき予測だった。私たちは今では暦を見て、その年に予想されるすべての天体現象を知ることに慣れているため、昔はそれが不可能だったことを忘れがちだ。天文学がより精密になり、より微妙な現象の発生を正確に予測できるようになったのは、徐々に進んだ結果に過ぎない。ケプラーがそれらの通過を起こる数年前に予測したことは、当時、まさに驚異的な業績と見なされた。

著名なガッセンディは、ケプラーの予告を実際の観測によって検証しようとした。今日では通過の時刻を数分以内の精度で特定できるが、当時の初期の試みでは同様ではなかった。

高精度な観測は実現不可能であった。ガッセンディは、ケプラーが示した時刻の2日も前から水星の通過を観測し始めることが必要だと考え、観測のための巧妙な計画を立てた。シャッターの穴から暗室に太陽光が入り、レンズによって白いスクリーン上に太陽の像が形成された。これは実に素晴らしく、非常に優れた太陽表面の研究方法であり、今日でも最良の望遠鏡を使って太陽を観測する際には、同じ原理に基づく方法が用いられている。

ガッセンディは11月5日に観測を開始し、機会があるたびに注意深く太陽の像を観察した。しかし、ケプラーが示した時刻から5時間経ってようやく水星の通過が実際に始まった。ガッセンディは自分の持てるあらゆる手段を駆使して準備を進めたが、それでも現代の天文台の装置と比べるとその設備は非常に不完全だった。彼は惑星が現れる時刻を正確に記録したいと切望し、そのために下の部屋に助手を配置し、ガッセンディが示す時刻に太陽の高度を観測させるつもりだった。助手への合図は、ごく原始的な装置によって伝えられることになっていた。重要な瞬間が来たら、ガッセンディが床を踏むのだ。長い待ち時間のため助手の忍耐力は限界に達したが、それでもいくつか貴重な観測データが得られ、こうして初めて惑星が太陽の前を通過する様子が観測された。

水星の通過は珍しい現象ではない（19世紀だけでも13回発生している）。それらが重要視されるのは、その観測結果が惑星の運動に関する私たちの計算に精度をもたらすからである。通過が起きる機会を利用して水星の物理的性質に関する情報を得られることが期待されてきたが、その希望は実現していない。

水星に関する分光観測はごくわずかしか行われていない。これらの観測結果から、私たちの地球の大気中に存在するのと同様に、水蒸気が水星の大気の構成要素である可能性が高いことが示唆されている。

数年前、著名なイタリアの天文学者シャパレリ教授は、水星の自転に関する驚くべき発見を発表した。彼は、水星が太陽の周りを公転するのと同じ周期で自転していることを明らかにした。これら二つの周期が一致するという事実の実質的な意味は、水星が常に同じ面を太陽に向けているということだ。もし地球も同様の仕方で自転していたら、太陽に面した半球は永遠の昼を迎える一方、反対側の半球は永遠の夜に閉ざされることになる。この発見によれば、水星は月が地球の周りを回るのと同じように太陽の周りを回っているのだ。水星の軌道が非常に楕円形であるため、太陽の周りを回る速度は大きく変動するが、自転速度は一定である。したがって、水星の1年の間には、半球以上（表面の約5/8）が多かれ少なかれ太陽光を浴びることになる。

シャパレリのこの重要な発見は、最近、アメリカ合衆国アリゾナ州の天文学者ローウェル氏によって確認された。彼は口径24インチの屈折望遠鏡を使い、非常に好都合な条件の下で水星を観測した。彼は水星の表面にいくつかの細く暗い線を発見し、その非常にゆっくりとした移動から、水星の自転周期が太陽の周りを公転する周期と完全に一致していることがわかった。同じ観測者は、水星の自転軸が軌道面に垂直であることも示した。ローウェル氏は雲や遮蔽物の兆候は何も見出さず、実際、大気層の存在を示す痕跡も全くなかった。水星の表面は無色で、「白黒の地図」のようだった。

シャパレリの発見が真実である可能性は、強い先験的根拠に基づいていると言える。月のない惑星の一つである水星は、潮汐現象においては太陽の影響のみを受けるのである。

水星は太陽に非常に近いため、その惑星に及ぼす太陽の潮汐力は特に強烈である。潮汐の影響により水星は常に太陽に同じ面を向けている傾向があるため、潮汐が実際に私たちが予想する通りの効果をもたらしたという証拠を受け入れる際、ほとんど躊躇する必要はない。

ここで私たちは、知的な好奇心を刺激しつつも、より詳しく理解しようとする試みをいつも逃れていく、興味深く美しい天体である水星とお別れする。しかし、結論として触れておかなければならない知識が一つある。それは、天秤を使って水星の重さを測定し、太陽系内の他の天体と比較してその質量を算出することであり、これは困難な作業ではあるが決して不可能なわけではない。これは繊細な操作を要するが、天文学的発見へと導く最も興味深い道筋の一つでもある。フォン・アステンによって最近測定された水星の重さは、地球の重さの約24分の1程度だが、この値は他の大きな惑星の質量の測定結果よりも不確かである。

第八章　金星
この惑星が持つ特徴――その出現の予測不可能性――夕方の星――昼間に見えること――太陽の光だけで照らされる――金星の位相――なぜ三日月形は肉眼では見えないのか――惑星の見かけ上の大きさの変化――金星の自転――金星と地球の類似点――金星の通過――なぜそれが特に注目されるのか――太陽系の規模――地球と金星の軌道が同じ平面にないこと――一対で起こる通過の繰り返し――通過時の金星の様子――1874年と1882年の通過――1631年と1639年の早期の通過――ホロックスとクラブツリーの観測――ハレーの予告――場所によって惑星の軌道がどのように異なるか――視差の例示――オタヘイトへの航海――エンケの研究成果――太陽までの距離のおおよその値――最後の金星通過時のダンシンクでの観測――金星に大気があるかどうかという問題――太陽までの距離を求める他の方法――金星に関する統計データ。

ある理由から、惑星系の概要を説明する際に金星から始めるのも適切だったかもしれない。この惑星はその大きさにおいて特に目立つわけではなく、数百倍も大きな他の惑星も存在する。金星の軌道は確かに水星よりは大きいが、外側の惑星たちの軌道に比べればはるかに小さい。また、私たちの太陽系の巨大な惑星たちに尊厳と興味を与えるような多数の衛星も金星にはいない。それでもなお、金星は惑星群の中で比類のない存在である。ここで言うのは、望遠鏡でしか見えない天体ではなく、望遠鏡が発明されるずっと前から金星を観測してきた通常の観測のことだ。

この素晴らしい天体を見て喜ばない人がいるだろうか？しかし、金星は常に見えるわけではない。何ヶ月もの間、この夕方の星は人間の目から隠れている。その出現が予測不可能で変わりやすいという点も、金星の美しさを一層引き立てている。暦を丁寧に調べる人なら知っているように、金星の動きに不規則性があるわけではない。この美しい惑星の動きは、そこに記されているのだ。

愛の女神に通常与えられるイメージとはほとんど調和しない、平凡な詳細が記述されている。しかし、星々に特別な注意を払わない人々にとっては、その出現の意外さこそが最大の魅力なのである。金星は何ヶ月もの間、気づかれず、思い出されることもなかった。今夜はとても澄んだ夜で、太陽はちょうど沈んだところだ。自然を愛する者なら誰でもそうするように、彼は日没を眺める。西の黄金色の光の中に、美しい宝石のように輝くものが見える。それが夕焼け星、つまり惑星金星だ。数週間後、また美しい日没が見られるが、今度はその惑星は西の空の低い位置にある点ではなく、地平線の高いところまで昇り、夜の闇が訪れた後も長い間明るく輝き続ける。さらに少し時間が経つと、金星は最大限の輝きと壮麗さを放つようになる。天の諸星――シリウスでさえ、木星でさえ――も、天空の比類なき女王である金星の眩い光には及ばない。

数週間にわたる輝きの後、日没時の金星の高さは低下し、その輝きも徐々に衰え始める。やがて見えなくなり、人類の大多数に忘れ去られる。しかし、気まぐれな女神はただ空の一方から別の方へ移っただけなのだ。太陽が昇る前に、東の空に朝焼け星が見える。その輝きは徐々に増していき、やがて夕焼け星の美しさに匹敵する。そして再びその惑星は太陽に近づき、1年7ヶ月の間、多くの月間にわたって見えなくなる。その後、同じ変化のサイクルが再び始まる。

金星が最も明るい時には、昼間でも肉眼で簡単に見ることができる。この驚くべき光景は、他の惑星や恒星と比べて、この惑星が比類なき優位性を持っていることを明確に示している。実際、この時期の金星の輝きは、北天のどの恒星よりも40倍から60倍も強いのである。

美しい夕焼け星は非常に目立つ天体なので、最初はそれが自発光ではないことを理解するのが難しいかもしれない。しかし、その惑星が実際には単なる暗い球体であり、私たちの地球に似ていることは疑う余地がない。その惑星の輝きはそれほど……

晴れた日の地球のそれよりもはるかに大きい。金星の輝きは、月について既に説明したのと同様に、太陽光が反射されることによって生じるのである。

肉眼では、この惑星特有の三日月形を区別することはできない。肉眼に映るのは、感覚的な形を持つにはあまりに小さな、眩しい点だけである。これは生理学的な理由によるものだ。目の光学機構は惑星の像を網膜上に形成するが、その像は必然的に非常に小さい。金星が地球に最も近い時でさえ、その直径が張る角度は1分角をわずかに超える程度に過ぎない。したがって、この繊細な膜上に描かれる金星の像の直径は約1/6000インチほどしかない。網膜がいかに精巧であっても、これほど微細な像の形を認識するには不十分なのである。視覚の源として説明されてきた神経構造も、この極めて小さな像の詳細を捉えるにはあまりに粗雑な「キャンバス」に過ぎない。だからこそ、肉眼には眩しい金星は単なる明るい点としてしか見えないのである。通常の視力ではその形状を判断することはできず、ましてや三日月形の真の美しさを明らかにすることはできない。

もし金星の直径が実際の数倍もあったら、例えば木星や他の大型惑星ほどの大きさだったら、その三日月形は肉眼ですぐに識別できただろう。もし金星が木星ほどの大きさだけだったとしたら、天文学の歴史はどうなっていたかを想像するのは興味深い。もし誰もが望遠鏡なしで三日月形を見ることができたなら、金星は太陽の周りを回る暗い天体であるということは、ごく基本的でほとんど自明の真理となっていただろう。金星と私たちの地球との類似点もすぐに認識されただろう。そして、比較的近代にコペルニクスによって発見されることになった学説も、古代東洋の国々から伝わってきた他の発見と共に私たちに伝えられていた可能性も否定できない。

図43. 金星、1889年5月29日。
これまでに得られた金星の画像の中で最も完璧なものは、1889年5月29日にE.E.バーナード教授がリック天文台で12インチの赤道望遠鏡を用いて撮影したもの（図43）である。この目的のためにバーナード教授は、36インチの望遠鏡よりもこの12インチの方が優れていると判断した。図に示されている模様は間違いなく実際に金星上に存在するものであり、1897年にバーナード教授は次のように記している。「この画像が撮影された状況は私にとって忘れがたいものです。なぜなら、その後二度とこれほど完璧な条件で金星を観測する機会はなかったからです。」

図44では、異なる姿勢の金星の様子を3つ示している。三日月形の姿が見えるとき、金星は地球に非常に近い位置にあり、そのため、満月に近い姿のときよりもはるかに大きな円の一部のように見える。この図は、金星の球体のさまざまな姿勢を正確な比率で示している。何かをはっきりと認識するのは非常に困難である。

明るく照らされた金星の表面には様々な模様がある。時として観測者たちは斑点やその他の特徴を目撃し、また時折、角の先端が不規則な形をしていることもあり、これは金星の表面が滑らかではないことを示しているようだ。一部の観測者は、金星の極部に白い斑点があると報告しており、それは火星上に見られる同様の特徴とある程度似ている。

金星の表面にある模様を見分けるのは非常に困難であるため、この惑星が自転する周期という重要な疑問に対しては、まだ明確な答えを出すことはできない。図44――望遠鏡で見た金星の様々な姿。過去200年間にわたり、さまざまな観測者たちは極めて不十分なデータから、金星の自転周期は約23時間だと結論づけてきた。1877年、ミラノのスキアパレッリはこの惑星に注目し、三日月形の南端付近に位置する暗い部分と2つの明るい斑点を発見した。この忍耐強い天文学者はこれらの模様を3ヶ月間観察し続けたが、その位置に変化は見られなかった。特に何時間も連続して観察を続けた場合でも同様だった。この事実は、金星が23時間や他の短い周期で自転することはあり得ないことを断定的に示しているように思われた。週が経っても斑点は変わらず残り続け、ついにスキアパレッリは、自分の観測結果はある一定の周期でしか説明できないと確信するに至った。

6ヶ月から9ヶ月の間で自転する。彼は自然と、その期間が225日であると結論づけた。つまり、金星が太陽の周りを1周するのに要する時間だ。言い換えれば、金星は常に同じ面を太陽に向けているのである。

この驚くべき結果はニースで行われた観測によって確認されたが、地球の自転周期とほぼ同等の期間でしか一致しないと主張する数人の観測者によって強く反論されてきた。しかし、シャパレリの結果はローウェル氏の手紙によって十分に裏付けられている。彼は自身の24インチ屈折望遠鏡を使って撮影した金星の写真を多数公表しており、その自転周期が惑星の公転周期と同じであり、自転軸が公転面に垂直であることを明らかにした。ローウェル氏が見た痕跡は長く細いもので、彼の観測条件が良好な時には常に見ることができた。

月が常に同じ面を地球に向けるように自転していることは既に見てきた。今度は、金星や水星もそれぞれ同じ面を太陽に向けるように自転しているように見えることがわかった。これらの現象は天文学の高度な研究分野において非常に興味深いものである。これらは単なる偶然ではない。後の章で説明されるように、潮汐の作用によって生じているのである。

実は、地球と金星の大きさはほぼ同じである。差はほとんど感知できないが、地球の直径は金星よりも数マイルほど大きい。金星の周囲に大気が存在する兆候があり、分光器の分析結果からは水蒸気が存在していることが示されている。

もし金星の大気中に酸素があるならば、地球のある種の生命体と本質的に変わらない生命体がそこに存在する可能性もあるように思われる。疑いなく、金星上の太陽熱は、私たちが知っている太陽熱をはるかに上回っている。

しかし、これは克服不可能な困難ではない。現在、地球上では非常に高温な地域にも極寒の地域にも生命が存在している。実際、赤道に近づくほど生命はますます豊かになっていく。したがって、金星の表面に水が存在し、その大気中に酸素が含まれているのであれば、その惑星上には地球の生命に似た、豊かな熱帯生物が存在する可能性がある。

水星についての説明や、仮想の惑星ヴァルカンに関する簡単な記述においても、惑星が太陽の表面を通過するという現象に言及する必要があった。このような現象は常に天文学者たちの関心の的であり、特に金星の場合はそうである。近年、私たちはこのような珍しい現象を2回目撃する機会に恵まれた。1874年と1882年の金星の通過は、これまでどの天文学的現象にも与えられたことのないほどの注目を集めたと言っても過言ではないだろう。

金星の通過は、特に印象的で美しい光景とは言えない。それは大彗星や流れ星の群れほど見事な光景ではない。では、なぜそれがこれほど科学的に重要だとされるのか？それは、この現象が人類の知性がこれまで直面してきた最も大きな問題の一つを解決するのに役立つからだ。金星の通過によって、私たちの太陽系がどのような規模で構成されているかを知ることができるのだ。実にこれは壮大な問題である。少し詳しく見てみよう。私たちの太陽系の中心には太陽があり、それは地球の100万倍以上もの大きさを持つ壮大な球体だ。太陽の周りを回っているのが惑星で、私たちの地球もその一つに過ぎない。小さな惑星も何百も存在する。地球に匹敵するものもあれば、地球をはるかに上回るものもある。惑星以外にも太陽系には他の天体が存在する。多くの惑星には衛星が伴っている。彗星も何百、あるいは何千も存在する。この膨大な数の天体は、それぞれ定められた軌道を描いて太陽の周りを回り、それらが集まって太陽系を形成しているのだ。

この天体系の比率を学び、惑星が太陽からどれだけ離れているか、あるいは惑星自体の相対的な大きさを測定することは比較的容易だ。しかし、この天体系の実際の大きさや形状を明らかにしようとすると、特有の困難が生じる。まさにこの後者の問題を解決する方法を、金星の通過が私たちに提供してくれるのである。

例えば、普通のヨーロッパ地図を見てみよう。そこには様々な国々が正確に示されており、川の流れもわかり、フランスがイギリスより大きく、ロシアがフランスより大きいということも分かる。しかし、地図がどんなに完璧に作られていても、その国の寸法を完全に把握するためには別のものが必要だ。つまり、地図がどのような縮尺で描かれているかを知る必要があるのだ。地図には一定の目印が付けられた基準線があり、これが地図の縮尺を示すものである。この基準線の役割は、地図上の1インチが実際の地表で何マイルに相当するかを教えてくれることだ。この縮尺情報がなければ、地図は多くの目的において全く役に立たない。もしロンドンからウィーンへのルートを選ぶためにこの地図を使うと、進むべき方向や通過する様々な町や国々はすぐにわかるが、隅にある小さな縮尺表を参照しなければ、旅の距離が何マイルになるかは分からない。

太陽系の地図も簡単に作成できる。そこにはいくつかの惑星やその衛星の軌道を描き、多くの彗星も含めることができる。また、惑星やその軌道に適切な比率を与えることもできる。しかし、地図を実用的なものにするためには、さらに何かが必要だ。つまり、地図上の1インチが天界で何百万マイルに相当するかを示す縮尺が必要なのである。ここで問題が生じる。ただし、この問題を解決する方法はいくつかあるが、どれも困難で手間がかかる。最も有名な方法（もっとも最良とは言えないが）は、金星の通過の際に用いられた方法だ。ここに、この珍しい現象の重要性がある。これは、私たちの天体系がどのような縮尺で構成されているかを知るための最もよく知られた手段の一つなのだ。この問題の重要性をよく理解しよう。一度縮尺が分かれば

すべてが決定されれば、何もかも明らかになる。私たちは太陽の大きさを知っており、その距離も知っている。木星の体積や、その衛星たちが公転する距離も知っている。彗星の大きさや、それらが移動する際にどれだけ遠くまで行くかも知っている。流れ星の速度もわかっている。そして、私たちの地球は太陽系の中でもごく小さな存在に過ぎないという重要な教訓を得るのだ。

金星の軌道は地球の軌道の内側にあり、また金星の方が地球よりも速く動くため、地球は頻繁に金星に追い越される。そしてちょうどその重要な瞬間に、地球、金星、太陽が一直線上に並ぶことがある。そうなると、太陽の表面にある金星を見ることができ、これがいわゆる金星の通過現象である。実際、もし3つの天体が完全に一直線上にあれば、地球上の観測者がその惑星を見ると、眩しい太陽の背景の中で鮮明に見えるはずだ。

地球が19ヶ月ごとに金星に追い越されることを考えると、金星の通過も同じ頻度で起こるように思えるかもしれない。しかし実際はそうではない。金星の通過は極めて稀な現象で、100年以上何度も起こらないことが多い。この現象が稀な理由は、金星の軌道が地球の公転面に対して傾いているからである。そのため、金星の軌道の半分では地球の公転面の上方にあり、もう半分では下方にある。したがって、金星が地球を追い越すとき、地球から金星への線は通常、太陽の上または下を通ることになる。しかし、もし金星の公転面が地球の公転面と交差する点、またはその近くで金星が地球を追い越すことがあれば、3つの天体が一直線上に並び、金星の通過が起こるのである。通過が稀にしか起こらない理由はもはや謎ではない。地球は毎年12月にその重要な位置の一つを通過し、6月にはもう一つの位置を通過する。もし金星と地球が合する日が6月6日または12月7日の日付、またはその近くにあれば、その時に金星の通過が起こるが、それ以外の場合には起こらない。

この現象の繰り返しに関して最も注目すべき法則は、よく知られている8年間の間隔である。金星の通過はすべてペアとしてまとめることができ、各ペアの2回の通過は8年の間隔を置いて起こる。例えば、金星の通過は1761年に一度、そして1769年に再び起こった。その後、1874年と1882年に通過が見られるまで、さらに通過は起こらなかった。その次には再び長い間隔があり、次の通過は2004年になって初めて起こるが、その後2012年にもう一度通過がある。

このように通過がペアとして起こるのは、非常に単純な説明で理解できる。実は、金星の公転周期は地球の公転周期と特別な関係にあるのだ。金星が太陽の周りを13周するのに要する時間は、地球が8周するのに要する時間とほぼ同じである。したがって、1874年に金星と地球が太陽と一直線上にあったなら、8年後には地球も再び同じ位置に戻り、金星もまた同じ位置にいる。なぜなら、金星はちょうど13周を終えたところだからだ。一度金星の通過が起こったのなら、二度目も必ず起こるはずだ。

しかし、毎8年ごとに惑星들が十分な精度をもって同じ位置に戻り、定期的な8年間の間隔で通過が起こると考えるべきではない。金星が13周するのと地球が8周するのが一致するのは、おおよその話に過ぎない。毎回の合において、惑星들の位置はわずかに異なるため、1890年に再び両惑星が重なったとき、合点は重要な点からかなり離れており、地球から金星への直線は太陽と交わらなかった。そのため、金星は太陽の非常に近くを通過したにもかかわらず、通過は起こらなかったのである。

図45は1874年の金星の通過を示している。これは、その時にヤンセン氏が撮影した写真から取られたものである。彼は通過が続く数分間、望遠鏡を太陽に向けており、その結果、望遠鏡内に設置された感光板に太陽の像が記録された。明るい円は太陽の円盤を表している。

図45に示されているのは、1874年の金星の日面通過時の様子です。ここでは、金星の丸くて鋭い姿が見え、これは通過の過程におけるこの惑星の特徴的な外観を示しています。他に注目すべき特徴としては、かなり暗く表示されているいくつかの太陽黒点、そして測定を容易にするために望遠鏡の視野全体に描かれた線のネットワークがあります。

隣のスケッチ（図46）は、1874年と1882年の2回にわたって金星が太陽を横切る際の軌道を示しています。私たちの世代は、この図に示されている2回の現象を目の当たりにするという幸運に恵まれました。白い円は太陽の円盤を表し、惑星はその白い表面に侵入していき、最初はまるで太陽の端が噛み取られたように見えます。徐々に黒い斑点が太陽の前に現れ、約30分後には黒い円盤が完全に見えるようになります。ゆっくりと…

惑星がその軌道を進んでいき、地球上でこの現象が見えるあらゆる場所から何百台もの望遠鏡がそれを追う。そして数時間のうちに、ついに反対側に現れるのだ。

歴史的記録が残っている金星の通過現象を振り返ってみると役立つだろう。その数は多くない。人類が地球に誕生して以来、何百回もこのような現象が起こってきた。1631年が近づくまで、この問題に注目が向けられるようになったが、その年に実際に起こった通過現象も誰にも気づかれなかった。前章で触れたように、ガッセンディが水星の通過を観測することに成功したことから、彼はケプラーも予言していた金星の通過も同様に観測できるだろうと期待した。ガッセンディは12月4日、5日、6日に太陽を観測した。7日にも再び観測したが、惑星の姿は見えなかった。その理由は今ではわかっている。金星の通過は6日と7日の夜間に起こったため、ヨーロッパの観測者には見えなかったのだ。

ケプラーは1639年に再び通過現象が起こることに気づいていなかった。この発見は別の天文学者によってなされたもので、この分野の歴史が始まったと言える出来事だ。これが初めて実際に目撃された例であり、当時も多くの人々には見られなかった。知られている限り、目撃したのはたった二人だけだった。

ホロックスという名の若く熱心なイギリスの天文学者は、金星の運動に関する計算を行っていた。彼は1639年に再び金星の通過が起こることを発見し、その事実を確認しようと準備した。その日の朝、太陽は明るく昇った——ちょうど日曜日だった。ホロックスが従事していた聖職者としての職務が、彼の天文学者としての願望と衝突した。彼によると、9時に非常に重要な用事で呼び出されたとのことだ——おそらく公的な義務のことだろう。しかし用事はすぐに済み、10時少し前に再び観測に戻ったが、太陽には何の異常も見られなかった。

点状のものはあったが、惑星と間違えられるようなものは何もなかった。再び正午頃に中断があり、彼は教会に行ったが1時までに戻ってきた。これらだけが彼の観測を妨げる要因ではなかった。日中のある時間帯は太陽も多かれ少なかれ雲に覆われていた。しかし午後3時15分頃、彼の事務仕事が終わり、雲が散って彼は再び観測を続けることができた。彼は大いに喜び、太陽上に丸く暗い点があるのを見つけ、それがすぐに金星であると判断した。しかし観測を長く続けることはできなかった。厳しい冬で太陽が急速に沈んでいったからだ。利用できる時間はわずか30分だけだったが、彼は事前に非常に入念な準備をしていたため、いくつかの貴重な測定値を得るのに十分だった。

ホロックスは以前から友人のウィリアム・クラブツリーにこの現象の発生を知らせていた。そのためクラブツリーも警戒しており、金星の通過を見ることに成功した。クラブツリーの有名な観測の様子は、市庁舎の美しいフレスコ画の一つに描かれている。

マンチェスター。しかし、ホロックスはこの情報を他の誰にも伝えなかった。彼自身が言うように、「予想される天象について他の友人たちに知らせないことを許してほしい。彼らのほとんどはこのような些細なことには興味がなく、悪く言えば鷹や猟犬の方を好むのだ。イギリスにも天文学の愛好家はいるが、私の知人の中にもいるにはいるものの、私自身がほとんど何も知らなかったため、彼らにこの嬉しい知らせを伝えることはできなかった」。

金星の通過が持つ重大な意味が理解されるようになったのは、それからずっと後のことだった。約1世紀が経過した後、偉大な天文学者ハレー（1656–1742）がこの問題に注目を促した。次の通過は1761年に起こるはずだったが、その45年前にハレーは金星の通過を利用して太陽までの距離を測定するための有名な方法を説明した。[15] 当時彼は60歳であり、その出来事を自分の目で見ることができるとは期待できなかった。しかし彼は高貴な言葉でこの問題を学者たちの注意に促し、ロンドン王立協会に向けて次のように述べた。「これこそが、私が今、永遠に続くであろうこの優れた協会の前に提示したいものです。そうすれば、おそらくこれらの現象を観測できるほど長生きする若い天文学者たちに、太陽までの途方もない距離を正確に求める方法を事前に説明することができます……ですから、私が死んだ後にこれらの現象を観測する機会を得るであろう好奇心旺盛な天文学者たちに、繰り返しこの忠告を忘れず、全力を尽くして観測に取り組むよう勧めます。そして彼らがあらゆる面で成功を収めることを心から願っています。第一に、曇り空という不都合な状況によってこの非常に貴重な光景を見逃さないように、そして第二に、惑星の軌道の大きさをより正確に把握することで、彼らの不滅の名声と栄光につながるように。」ハレーは高齢まで生きたが、実際に通過が起こる19年前に亡くなった。

金星の通過がどのようにして太陽までの距離を示すのかを学びたい天文学の学生は、かなり複雑な幾何学的問題に直面する準備をしなければならない。このテーマに関する詳細な説明はここではできない。

完全な説明にはそれが必要となる。私たちにできるのは、この手法について一般的な説明を行うことだけであり、それによって読者が金星の通過が実際に問題解決に必要なすべての要素を含んでいることを理解できるようにするのである。

まず、天文学者たちが「視差」と呼ぶ概念を明確に説明しなければならない。太陽の距離、あるいは他のどの天体の距離も、実際には視差によって決定されるからだ。簡単な例を挙げてみよう。建物や木々、雲、あるいは遠くの物体が見える窓の近くに立とう。窓ガラスの中央に、縦に細長い紙を置く。右目を閉じ、左目で背景の物体に対するその紙の位置を観察する。その後、同じ姿勢のまま左目を閉じ、再び右目で紙の位置を観察する。すると、背景上の紙の位置が変わっていることに気づくだろう。私が自分の書斎に座って窓の外を見ると、右目では数百ヤード先の木の枝の前に紙が見えるが、左目ではもはやその枝の前にはなく、木の輪郭の近くに移動している。遠くの背景に対する紙のこのような見かけ上の位置の変化こそが、視差と呼ばれるものである。

窓にもっと近づいて観察を繰り返すと、紙の見かけ上の位置の変化が大きくなる。窓から離れると、その変化は小さくなる。部屋の反対側に行くと、変化ははるかに小さくなるが、おそらく依然として見えるだろう。このように、右目または左目で見たときの紙の見かけ上の位置の変化は、距離が変わるにつれてその大きさが変化するが、距離が増えるにつれて一方は減少し、もう一方は増加するという逆の関係にある。したがって、各特定の距離に対応する特定の位置の変化を割り当てることができる。これにより、位置の変化の量を測定する手段があれば、観測者から窓までの距離を計算する手段もあると容易に推測できる。

まさにこの原理が巨大な規模で適用されることによって、私たちは天体の距離を測定することができるのだ。例えば金星を見てみよう。これを紙の帯状部分に相当させ、金星が通過する様子が見られる太陽を背景とする。観測者の両目の代わりに、地球の遠く離れた場所に2つの天文台を設置し、一方の天文台から金星を観測し、もう一方の天文台からも観測する。その際の位置のずれの量を測定し、それによって金星の距離を算出するのだ。したがって、すべては2つの異なる地点から見た金星の位置のずれを測定する手段にかかっている。これを実現する方法はいくつかあるが、最も簡単なのはハレーが当初提案した方法である。

図47に示されている2本の軌道のうち、上側の軌道を金星が進んでいくように見えるのはaの天文台からであり、下側の軌道を進んでいくように見えるのはbの天文台からである。私たちが測定すべきのは、この2本の軌道の間の距離だ。これにはいくつか方法がある。aの天文台にいる観測者が、金星が太陽面を横切るのに要した時間を記録し、bの天文台でも同様の観測を行うとする。bから見た軌道の方が大きいため、bで観測される時間の方がaで観測される時間よりも長くなるはずだ。異なる半球からの観測結果を比較することで、観測された時間から軌道の長さを算出することができる。軌道の長さが分かれば、太陽面の円上における金星の位置も決定でき、そうすることで金星の通過時の位置のずれの量も明らかになる。このようにして金星の距離が測定され、太陽系の規模も知られるのである。

ハレーの記念すべき研究が対象とした2回の金星の通過は、1761年と1769年に起こった。観測を行った人々が多大な労力を費やしたにもかかわらず、最初の観測結果はあまり良くなかった。1769年の通過は、太陽の距離を決定する上で特に重要であっただけでなく、クック船長の有名な航海のうち最初のもののきっかけともなった。クック船長がオタヘイト島へ航海するよう命じられたのも、金星の通過を見るためであり、そこで6月3日、その素晴らしい気候の中で、この現象を

太陽の距離は、様々な観測者によって注意深く観測・測定されました。これらの観測と同時に、ヨーロッパやその他の地域でも観測が行われ、すべての観測結果を組み合わせることで、太陽の距離に関するおおよその知見が得られました。図47――地球上の地点aおよびbから見た金星の日面通過の観測を示す。しかし、これらの観測結果についての詳細な検討は、しばらくの間行われませんでした。1824年になってようやく、著名なエンケが太陽の距離を計算し、その正確な値として95,000,000マイルという数値を出しました。

長年にわたり、この数値は変わらず採用され続け、現在の世代の多くの人々は、学校で太陽が95,000,000マイル離れていると教えられたことを覚えているでしょう。やがて、この結果の正確性について疑問が持たれるようになりました。これらの疑問はさまざまな場所から生じ、その重要性も様々でしたが、すべて同じ方向を指しており、つまり太陽の距離はエンケが得た結果ほど実際には遠くないと示唆していました。太陽の距離を求める方法にはいくつかあることを忘れてはなりません。

後ほど、他の方法についても言及するのが私たちの義務でしょう。1761年と1769年にエンケが、現代のものより劣る観測機器を使って得た結果は過大であったことが判明しており、現在では太陽までの距離は92,000,000マイルと見積もることができるでしょう。

1882年12月6日の午後、私たちは幸運にもダンシンク天文台から金星の通過を観測する機会を得ました。その個人的な体験を記録させていただきます。

その重要な日の朝は、天文学的な観測にとって想像しうる限り最悪の天候でした。地面は数インチもの厚さの雪に覆われており、午前中ずっとほとんど止むことなく雪が降り続けていました。その天文台からこの現象を観測できる見込みはほとんどないように思えました。しかし、かかる状況では、有名な日食観測遠征に参加した観測者たちに与えられた指示を思い出すべきです。彼らは、天候がどのようであれ、太陽がまぶしく輝いている時と全く同じように準備を進めるよう指示されていました。このアドバイスによって多くの観測者が恩恵を受けたことでしょう。私たちもこれに従い、非常に良い結果を得ることができました。

当時、その天文台には2台の赤道儀がありました。1台は古いものでしたが、口径約6インチでまずまず良好な性能を持っていました。もう1台は先にも述べた、口径12インチの大型な南向き赤道儀でした。11時になると天候は以前よりもさらに悪化しましたが、私たちはすぐに準備を始めました。私はランボー氏を小型の赤道儀の前に配置し、自分は南向きの赤道儀の操作を担当しました。ドームを開けた時も雪は降り続けていましたが、事前に決めていた計画に従い、望遠鏡は実際には太陽ではなく、太陽があると思われる方向に向けられ、望遠鏡を常に見えない太陽の方へ向け続けるための装置が動き始めました。金星の通過が予想される時間にはまだ至っていませんでした。

南赤道儀に使用される接眼レンズについても簡単に触れておく必要がある。もちろん、目で太陽を直接見るためには、その強烈な光を大幅に和らげなければならないことは明らかだ。太陽光は一定の角度で傾けられた透明なガラスに当たり、太陽の熱の大部分とある程度の光はそのガラスを通過して失われる。しかし、光の一部はガラスから反射されて接眼レンズ内に入ってくる。この光はすでに強度が大幅に低下しているが、巧妙な装置によってさらに強度を下げることができる。光を反射するガラスはいわゆる偏光角で光を反射し、接眼レンズと目の間にはトルマリン製の板がある。このトルマリン板は観測者が回転させることができる。ある位置では偏光光にほとんど干渉しないが、それに直角な位置ではほぼ全ての光を遮断する。トルマリン板の位置を調整するだけで、観測者は望みの明るさに画像を調整することができ、これにより適切な照度で太陽の観測を行うことができる。

しかし、今回はそのような装置もまるで無意味なものに思えた。トルマリン板は用意されていたが、1時になっても太陽の姿は全く見えなかった。ところが1時過ぎになると、徐々に明るくなってきた。風や雪が吹き込んでくる北方を見ると、信じられないほど嬉しいことに雲が晴れていくのが見えた。やがて南方の空も好転し、ついに重要な瞬間が近づくにつれて、太陽が見え始める場所を確認することができた。しかし予定されていた瞬間が過ぎても、太陽は依然として雲の向こうから現れず、それでもなお太陽が現れる確率は刻一刻と高まっていった。結局、外部での接触は実現しなかった。私たちは、これはそもそもそれほど重要な段階ではないと考えて自分を慰め、内部での接触の方がうまくいくことを願った。

ついに、必死に光が障害物を突き破り、ファインダーの中に太陽の丸く鋭い円盤が見えた。私は急いでその点を見つめた。

注目が集まっていたその瞬間。予測されていた最初の接触時刻から数分が経過し、私は喜んでみると、太陽の縁にできた小さな切れ込みが、凌日が始まり、惑星が太陽の3分の1の位置にあることを示していました。しかし、まだ決定的な瞬間は訪れていませんでした。「最初の内部接触」という言葉は、惑星が完全に太陽の中に入った瞬間を意味します。この最初の接触は、先に述べた外部接触より21分遅れて起こるはずでした。しかし再び雲が、内部接触を目撃するという私たちの希望を打ち砕きました。惑星が徐々に太陽に近づいていく見事な光景をじっと見ているうちに、私は自分と太陽の間に金星以外の物体もあることに気づきました。それは雪の結晶で、再び激しく降り始めていたのです。この現象は実に美しかったと認めざるを得ません。太陽を背景にした雪嵐の望遠鏡的な効果は、私がこれまで見たことのないものでした。それは花火大会で時折空に打ち上げられるロケットから降り注ぐ金色の雨を思い出させました。この光景は避けたかったのです。なぜなら、それによって必然的に太陽と金星が再び視界から消えてしまうからです。雲が集まり、雪嵐は以前と同じように激しく降り続け、これ以上何かを見られるとはほとんど期待できませんでした。1時間57分が経過し、最初の内部接触は終わり、金星は完全に太陽の中に入ってしまいました。私たちはごく短時間しか観測できず、何か役立つ測定や観察もまだ行えていませんでした。それでも、金星の凌日の一部でも見ることができたのは一生忘れられない出来事であり、このわずかな成功に対しても、言葉では表せないほどの喜びを感じました。

しかし、もっと良いことが待っていました。助手がやってきて、彼も私と同じ位相の金星を見ることに成功したと報告してくれました。私たちは再び各自の位置に戻り、2時半頃に雲が薄れ始め、太陽が見える見通しが良くなってきました。もはや接触の観測は問題ではありませんでした。この時点で金星はすでに太陽の中深くに入っており、私たちは接眼レンズに取り付けられたマイクロメーターを使って観測を行う準備をしました。ついに雲が散り、

今回は金星が太陽の中に完全に入ってしまい、金星の端から太陽の端までの距離は、金星の直径の約2倍にもなっていた。私たちは金星の内側の端と太陽の最も近い縁との距離を測定した。これらの観測はできるだけ頻繁に繰り返されたが、非常に困難を極めて行われたものであった。当時太陽はかなり低く位置しており、太陽や金星の縁は微小測定に適した安定した状態では全くなかった。太陽の縁は揺れ動き、金星も時には円形を保っていたものの、しばしば著しく歪んでしまい、測定結果が極めて不確かになってしまった。

合計で16回の測定に成功したが、太陽はますます低くなり、再び雲が障害となり始めたため、この金星通過の観測は、これを熱望していたより好条件の場所にいる何千人もの天文学者たちに任せざるを得ない状況となった。しかし、現象が終わる前に、私は微小測定というやや機械的な作業から数分間時間を割き、ファインダーの広い視野が提供するより美的な形でこの光景を眺めてみた。太陽はすでに日没の赤みを帯び始めており、その表面の遠くには、鋭く丸い黒い円盤状の金星が見えていた。1639年にホロックスが初めてこの光景を目の当たりにしたときの彼の大いなる喜びを、私たちは容易に理解することができる。この現象の本質的な興味深さ、その稀有性、予言の実現、そして金星通過が私たちが解決するのを助けてくれる壮大な問題――これらすべてが、西暦2004年6月に再び花が咲くまで二度と繰り返されることのない、この美しい光景を見るときに私たちの心に浮かんでくるのである。

金星通過という機会は、この惑星の物理的性質を研究するための好機でもあり、ここで得られた結果を簡単に紹介しておこう。まず第一に、金星通過は金星に衛星が存在するかどうかという問題について何らかの手がかりを与えてくれる。もし金星の近くに小さな天体が伴っているのであれば、通常の状況下では金星自身の輝きが、その小さな伴星から放たれる微弱な光線を覆い隠してしまう可能性が考えられる。

したがって、その衛星は発見されないままでいるだろう。そこで、凌日中の惑星の周辺を詳しく調べることは非常に重要な課題となった。もし衛星が存在するなら――実際、そのような天体が存在するという疑いはしばしば持たれてきた――太陽の明るい背景に対してでもそれを検出することが可能になるはずだ。最近の凌日時にはこの点に特に注意が払われたが、金星の衛星は見つからなかった。したがって、金星にかなりの大きさを持つ伴星が存在する可能性は極めて低いようだ。

金星を取り巻く大気の調査に向けた観測は、より成功を収めている。もし金星に大気がなければ、太陽に入り始める直前には完全に見えなくなり、太陽から出た直後に再び完全に見えなくなるはずだ。しかし、凌日時に行われた観測結果はそのような仮定とは一致しない。最近の凌日時にもこの点に特に注意が払われ、その結果は非常に注目に値するものであり、金星の周囲に大気が存在することを最も確実な形で証明した。惑星が徐々に太陽から離れていくにつれて、暗闇の中に伸びる惑星の円形の縁が光の円弧によって囲まれているのが見え、非常に好都合な条件の下でこの凌日を観測したコープランド博士は、惑星が完全に太陽から消えるまで追跡することができた。その時点では惑星自体は見えなかったものの、周囲を取り巻く光の帯によってはっきりと識別できた。この光る円環は、地球と同様に金星の球体が大気層によって覆われているという仮定以外には説明がつかない。

実用的な意味合いがほとんどない金星の凌日のような天体現象に、これほど多くの時間と労力を費やす利点は何かと問われるかもしれない。太陽が95,000,000マイル離れているか、93,000,000マイルしか離れていないか、あるいは他のどの距離にあるかなど、それが何の意味があるのか？私たちはすぐに、この研究が実用的な利用価値とはほとんど関係がないことを認めなければならない。確かに、空想好きな人なら、正確な航海暦を作成するためには……と主張するかもしれない。

太陽の距離を正確に知ることは重要である。我々の広範な商業活動は熟練した航海技術に依存しており、その成功に不可欠な要素の一つが「航海暦」の信頼性だ。したがって、航海暦の精度が向上することは、航海技術の向上と何らかの関係があるはずだ。嵐の夜に港へ急ぐ際や、その他の緊急事態においては、わずか1ヤードの航行余裕がしばしば決定的な意味を持つと専門家たちは指摘している。そう考えると、金星の通過が「航海暦」に与えるごく微小な影響が、勇敢な船の安全をもたらす原因となる可能性もある。

しかし、金星の通過を観測するために費やされる時間、労力、資金は、全く別の理由で正当化されるべきものである。それは有益な情報源だ。そこからは太陽の距離がわかり、これは宇宙に関するあらゆる重要な測定の基礎となる。また、地球が尊厳あるものの依然として従属的な役割を果たしている壮大な太陽系の真の規模を知ることで、人間の知的探求心を満たし、宇宙がどれほど巨大なスケールで構成されているかという概念を私たちに与えてくれる。

本書の篇幅の制約を考慮すると、金星の通過に関する議論をこれ以上続けることはできない。観測の詳細を調べ始めると、すぐに多くの技術的で複雑な問題に直面する。残念ながら、必要な精度で観測を行うには非常に大きな困難が伴う。金星が太陽面に入ったり出たりする瞬間を正確に観測することは難しく、その一因は「黒い滴」と呼ばれる特殊な視覚錯覚により、金星が数秒間も太陽の縁にくっついているように見えること、もう一因は惑星の大気の影響により、接触時刻の測定が不正確になることだ。これらの状況から、現代科学が要求する精度で金星の通過観測から太陽の距離を算出することは困難である。したがって、太陽の距離の最終的な決定は、全く異なる方法によって行われる可能性が高い。その方法については後述する。

第十一章においても同様のことが述べられているため、金星の通過を天体測量の手段として検討する際には、それほどためらう必要はないと感じます。

ここで、この美しい惑星に関する説明を終えなければなりません。しかしその前に、この惑星の大きさや形状、そして軌道に関するいくつかの統計的データを付け加えてみましょう——場合によっては繰り返し述べることもあります。

金星の直径は約7,660マイルであり、球形から大きく外れる様子は見られません。ただし、極径が赤道径よりもやや短いことは間違いないでしょう。この直径は地球の直径よりわずか258マイル短い程度です。金星の質量は地球の質量の約4分の3です。また、より一般的な比較として、金星の質量を太陽の質量と比べると、それは1を425,000で割った値に相当します。金星の質量は、その体積に比べて予想されるほど大きくはないことに注意すべきです。この惑星の密度は地球の密度の約0.850倍です。同じ大きさの水球の重さの4.81倍に相当します。表面の重力は、地球の表面の重力よりもわずかに弱いでしょう。ここでは物体が1秒間に16フィート落下しますが、金星の表面では約3フィート少ない距離を落下するでしょう。金星の自転周期が太陽周回周期と等しい可能性も否定できません。

金星の軌道は、ほぼ円形に近いという点で特筆すべきです。この惑星が太陽から最も遠くにある時でも、最も近い時との差は1％を超えません。太陽からの平均距離は約67,000,000マイルで、軌道上を移動する平均速度は約22マイル/秒であり、全行程を完了するのに224.70日かかります。

第九章　地球

地球は巨大な球体である――地球の大きさの測定方法――基線――極の高さから求める緯度――子午線の1度――地球は球体ではない――振り子実験――地球の自転速度は速いのか遅いのか？――自転軸と形状軸の一致――地球内に存在する熱――かつて地球が柔らかい状態にあったこと――遠心力の影響――太陽や木星との比較――赤道の膨らみ――地球の重さ――地球の重さと同じ大きさの水の球体との比較――地球と鉛の球体との比較――振り子――重力の強さを測定するための振り子の利用――等時性の原理――振り子によって測定される地球の形状。

地球が円形の物体でなければならないということは、単純な天文学的考察からすぐに導き出される真実である。太陽は円形であり、月も円形であり、望遠鏡を使えば惑星も円形であることがわかる。彗星は円形ではないのは確かだが、彗星はどう見ても固体ではないように思える。私たちはそのような脆弱な物体をすっかり見通すことができ、その重さも私たちの測定方法では把握できないほど小さい。したがって、私たちが見ることのできるすべての固体が円形の球体であるならば、地球もまた球体である可能性は高いのではないか？しかし、私たちには単なる推測以上の直接的な情報がある。

海面が曲面であることを実際に確認する最良の方法は、外洋上の遠く離れた船を観察することである。船が遠くにあり、依然として遠ざかっている場合、船体は徐々に見えなくなりますが、マストはまだ見え続ける。晴れた夏の日には、蒸気船の船体は海面下にあるのに対し、煙突の先端が海面から見えることがよくある。これを最もよく見るためには、目をできるだけ海面に近づける必要がある。もし海面が完全に平らであれば、船体を遮るものは何もなく、煙突が見えている限り船体も見えるはずだ。しかし海面が本当に曲面である場合、突出した部分が船体の視界を遮り、煙突だけが見え続ける。

こうして私たちは海面がどの部分でも曲面であることを知るのであり、したがって地球も球体であると考えるのは自然なことである。より精密な測定を行うと、地球が完全な球体ではないことがわかる。地球は両極付近である程度平らになっている。これは簡単に図で示すことができる。

両側から圧縮すると中央が膨らむようになるインディアンゴムの球体。地球も同様に、極付近は平らで赤道付近は膨らんでいる。しかし、地球が真の球形から逸脱している程度はそれほど大きくなく、非常に精密な測定を行わなければ気づかないだろう。

地球の大きさを決定するには、極めて繊細な作業が必要である。この作業には多大な技術と労力が費やされており、地球の寸法は高い精度で知られているが、理想的に望めるほどの正確さには至っていないかもしれない。地球の正確な測定の科学的意義は、いくら強調してもし過ぎることはない。地球の半径自体が、他の多くの天文学的量を表す単位となっている。例えば、月の距離を求めるための観測を行った場合、その結果を解析すると、月の距離は地球の赤道半径の59倍に等しいことがわかる。月の距離をマイルで表したい場合、地球の半径が何マイルかを知る必要がある。

地球表面の平坦な場所を選び、数マイル長の線分を測定する。これを基線と呼び、その後のすべての測定は最終的にこの基線に依存するため、この測定は極めて正確に行われなければならない。数インチ以下の誤差しか許されないほどの精度で4、5マイル長の線分を測定するには、最も細心の注意が必要である。ここでは必要な作業手順について詳述しない。これは非常に骨の折れる作業であり、その結果については多くの分厚い書籍が書かれている。しかし、地球表面の異なる場所でいくつかの基線が得られると、測定棒は脇に置かれ、その後の地球測量は、ある地点から別の地点までの角度を測定し、それに基づいて三角法計算を行うことによって行われる。数マイル長の基線から出発して、より長い距離が次々と計算されていき、最終的には100マイルにも及ぶ距離が算出される。

より長い距離、あるいはそれ以上の距離も測定することができる。したがって、南北に伸びる長い線分の長さを求めることも可能なのである。

これまでの作業は単に地上測量士の仕事に過ぎなかった。こうして測定された距離は天文学者に渡され、それから地球の大きさを算出するのである。天文学者はその長い線分の北端に観測所を設け、観測によって自分の緯度を決定する。これを行う方法には様々なものがあり、それらについては実用天文学の書物に詳しく記述されている。ここでは、そのような観測がどのような原理に基づいて行われるかをごく簡単に示すに留める。

誰もが極星について知っておくべきである。極星は決して最も明るい星ではないが、おそらく全天の中で最も重要な星であろう。この地域では、極星はかなり高い位置に見えるのが常であり、常に北の空の同じ場所に存在している。しかし、もし南半球への航海に出ると、赤道に近づくにつれて夜ごとに極星が地平線に近づいていくのがわかる。赤道上では極星は地平線上にあり、その線を越えて南半球に入ると、この有用な天体は見えなくなってしまう。これだけでも、経験則が示唆するような平らな表面では地球はあり得ないことを示している。

一方、イギリスからノルウェーへ向かう旅行者は、毎晩極星が以前見慣れていたよりも高い位置にあることに気づく。もし彼がさらに北へ旅を続けると、同じ星は次第にますます高く昇っていき、ついに地球の極に近づくと極星は頭上の高い位置に現れる。これにより、私たちは緯度が高くなるほど、一般的に極星の高度も高くなるということを理解する。しかし、ちらつく点の代わりに天球の極自体を用いるまでは、正確な表現を使うことはできない。天球の極は極星の近くにあり、極星も他のすべての星と同様に、1日に1回天球の極の周りを回っている。極星が描く円

しかし、その値はあまりにも小さいため、特別な注意を払わない限りその動きは感知されない。真の極点は目に見える点ではないが、正確に定義することができ、それによって極点と緯度の関係を極めて高い精度で示すことができる。つまり、地平線上の極点の高度は、その場所の緯度に等しいのである。

長い線の一方の端にいる天文学者は、地平線上の極点の高度を測定する。これはかなり繊細な作業である。まず第一に、極点は見えないため、間接的にその位置を求めなければならない。彼は北極星の高度が最も高くなる時刻にその高度を測定し、12時間後、北極星の高度が最も低くなる時刻に再び同じ作業を行う。そして、今ここで詳しく説明する必要はないが、さまざまな補正を施した上で得られる二つの値の平均が、極点の真の高度となる。このような作業によって、線の一方の端の緯度が決定される。その後、天文学者は持っているあらゆる観測機器を携えて線のもう一方の端へ移動し、そこでも同じ手順を繰り返す。すると、異なる緯度に対応して極点の高度も変化していることがわかる。この二つの高度の差から、二つの地点の緯度の間の度数および分の数が正確に求められる。これを、三角測量によって求められた二つの地点間の実際の距離（マイル単位）と比較することができる。そして簡単な計算によって、1度の緯度に相当するマイル数および分の数、つまり子午線1度の長さがわかる。

この作業は地球のさまざまな場所で繰り返されなければならない——北半球でも南半球でも、高緯度地域でも低緯度地域でも。もし地球全体の海面が完璧な球体であれば、重要な結論が導かれる。つまり、子午線1度の長さはどこでも同じになるのだ。ペルーでもスウェーデンでも、インドでもイギリスでも同じ長さになるはずだ。しかし、実際には度数の長さはすべて同じではない。したがって、私たちの地球が実際には球体ではないことがわかる。測定された度数の長さによって、地球の形状がどの程度であるかを知ることができる。

地球は完璧な球体ではない。極付近では1度の長さが赤道付近よりも長くなっている。これは地球が極付近では平らで、赤道付近では膨らんでいることを示しており、また極軸や赤道軸の実際の長さを計算する手段ともなっている。この方法により、赤道直径は7,927マイルであるのに対し、極直径は27マイル短いことがわかった。

地球の極軸とは、地球が回転する中心軸として定義される。この軸は北極点と南極点で地表と交わる。地球がこの軸の周りを一周するのに要する時間を恒星日と呼ぶ。恒星日は通常の1日よりもわずかに短く、23時間56分4秒しかない。この回転は、まるで地球の中心を通る硬い軸が存在するかのように行われる。古くから使われてきた例えを用いれば、地球はその中心を通した編み針の周りを回転する毛糸玉のように回転するのだ。

注目すべき点は、地球が回転する軸の位置が、実際の測量によって得られた地球の最短直径の位置と一致していることだ。もし地球の形状が、地球の回転という事実と何らかの物理的な関連性を持たなければ、このような偶然は全く考えられない。では、どのような関連性があるのだろうか？この問題を調べてみると、地球の形状はその回転の結果であることがわかる。

現在、地球では様々な場所で時折火山の噴火が起こっている。このような噴火現象、それに伴う地震の発生、地球の内部に深く潜るほど温度が上昇するという周知の事実、温泉の存在、アイスランドなどで見られる間欠泉など、これらすべてが地球の内部に熱が存在することを証明している。その熱が、一部の人々が考えるように地球全体に存在するのか、それともその影響が現れる場所にのみ局所的に存在するのかは、今は考える必要のない問題だ。

我々の現在の目的にとって必要なのは、ある程度の熱が存在するという事実を認めることだけである。この内部の熱は、その量が多かろうと少なかろうと、明らかに地表で知られている熱とは異なる起源を持つ。私たちが享受している熱は太陽から来ている。しかし内部の熱が太陽から来たとは考えられない。その強度はあまりにも大きく、またそれが太陽から来たと仮定すると他にも克服不可能な困難が伴う。では、この熱は一体どこから来たのか？これは現時点ではほとんど答えることができない問題であり、実際、それを答えることは我々の議論にとってそれほど重要でもない。熱が存在するという事実を認めた上で、我々が必要とするのは、既知の熱学の法則をいくつか適用して事実を解釈することだけである。まず、熱が元の場所から拡散し、遠くへ広がっていく一般的な原理を考えなければならない。地球の内部にある熱は、上にある岩石を通じて伝わり、ゆっくりと地表に到達する。確かに、地球を覆っている岩石や物質は熱の良い伝導体ではない。実際、その多くはこの点において極めて非効率的だ。しかし、良くても悪くても、何らかの形で伝導体であり、熱はそれらを通じて地表に向かって進んでいかなければならない。

この結論に対して、「私たちはこの熱を感じない」と反論することはできない。数フィートのレンガ壁でさえ、巨大な高炉の熱を十分に遮断し、ほとんど熱が外に漏れ出ない。しかし、多少の熱は確実に漏れ出す。そして、すべての熱を完全に遮断できるようなレンガは今まで作られたこともなく、これからも作られることはない。もし数フィートのレンガ壁でさえ高炉の熱をほぼ隠せるのであれば、たとえその熱がこれまでに存在したどの高炉よりも7倍も高温であったとしても、数十マイルに及ぶ岩石層が地球の深部の熱をほぼ隠せないはずがない。熱はゆっくりと、おそらくは感知できないほどの速度で漏れ出ていくだろう。しかし、もし我々の自然に関する知識がすべて誤りでない限り、どんなに厚い岩石であっても、時間が経つにつれて熱が地表に漏れ出るのを防ぐことはできない。この熱が地球の表面に到達すると、別の熱学の法則によって徐々に放射され、地球に失われていくのである。

ここで述べた内容に対して提起されるかもしれない反論をすべて検討するのは、あまりにも長くなってしまう。地球内部の熱は化学的反応や機械的な過程によって生じており、そのため熱は逃げ出す速度と同じか、それ以上の速さで絶えず補充されているのだとよく言われる。しかし、これは本質的な違いというよりは形式的な違いに過ぎない。もし熱が上述のような方法で生じているのであれば（そして地球内部の熱の一部がそのような起源を持つ可能性は疑いようがない）、何らかの化学的エネルギーや機械的エネルギーが消費され、それによって一定の枯渇が生じるはずだ。逃げ出す1単位の熱に対して、地球から1単位の熱が失われるか、あるいはほぼ同じ意味で、化学的・機械的エネルギーから1単位の熱生成能力が失われるのである。実質的な結果は同じであり、地球の実際の熱や潜在的な熱は必ず減少していかなければならない。もちろん、地球が経験する熱損失の大部分は明らかな性質のものであり、ゆっくりとした伝導作用に依存するものではない。火山の噴火ごとに莫大な量の熱が放出され、それは非常に速く地球から消え去る。また、多くの場所にある温泉でも同様の熱が絶えず放出され、年月が経つにつれてその量は膨大なものになる。

このように地球は熱を失い続けているが、その損失を補う新たな熱の供給は決して得られない。その結果は明らかであり、地球内部はますます冷えていかなければならない。確かにこれは極めてゆっくりと進む過程だが、個人の寿命、国家の寿命、あるいは人類全体の寿命でさえも、地球の熱量に顕著な変化が起きるのを目撃するには十分ではない。しかし、この法則は避けられず、熱の減少はゆっくりかもしれないが継続的であり、長い時を経て必然的に大きく重要な結果をもたらすことになる。

現在の私たちの目的は、この過程から必然的に生じる変化について何らかの予測を示すことではない。むしろ、過去を振り返り、そこから正当に何らかの結論を導き出せるかを見てみたいのである。私たちが日常生活や、あるいは…で慣れ親しんでいるような時間の間隔といったものも

通常の歴史的な観点から見れば、それらは私たちの現在の目的にとってはほとんど重要ではない。地球は日々内部の熱、つまりエネルギーを失っているため、昨日は今日よりも多くの熱を持っていたに違いなく、昨年は今年よりも多く、20年前は10年前よりも多かったのである。この影響は歴史的な時間スケールでは顕著ではないが、数百年から数千年、数千年から数十万年、そして数十万年から数百万年へと時間スケールを広げていくと、その影響は顕著になるだけでなく、驚くほど大きなものとなる。

かつては地球が現在よりもはるかに多くの熱を持っていた時期があったに違いない。その熱源によって地球の表面が著しく高温になっていた時期もあったはずだ。その時代が何千年、何百万年前だったかを正確に言うことはできないが、それよりもさらに昔には地球はさらに高温だったことは確かであり、最終的には温度が赤熱状態に上昇し、そこからさらに昔には地球が白熱状態になり、さらに遡ると、今では固体となっている地球の表面が実際に溶融状態にあった時代があったことがわかる。現時点ではこれ以上過去を遡る必要はなく、ましてやその熱の起源を特定しようとする必要もない。注意すべきは、これは私たちの議論において必要とされていないという点だ。私たちは今、熱が存在していることを知っており、また熱が毎日失われていることも知っている。これらの事実から導き出される結論は避けられないものであり、それによって私たちは、かつて固い地球が全体として溶融した柔らかい球体であった遠い過去の時代へと戻されるのである。

花の花弁に付いた露滴はほぼ球形をしているが、重力によって花に押し付けられて形状が少し歪んでいるため、完全な球体ではない。落下する雨粒は球形であり、混ざらない液体中に浮かぶ油滴も球形をしている。小さなものから大きなものへと目を向けて、溶融した物質から成る巨大な球体を想像してみよう。その球体を地球ほどの大きさにし、その構成物質を非常に柔らかくして、球体の各部分が他のすべての部分に及ぼす引力に従わせよう。これらの引力の効果については疑いの余地はなく、それらは球体上のあらゆる不規則性を平滑化する方向に作用するだろう。

海面が風のような妨げ要因から解放されると滑らかになるのと同じように、地表もまた滑らかになる。したがって、あらゆる外部の干渉から隔絶された溶融状態の地球は球形をしているだろうと予想できる。

しかし、これまで静止していると仮定してきたこの巨大な球体が、その中心を通る軸を中心に回転し始めたとしよう。この軸が実際の物体である必要はなく、また回転速度がどのようにして生じたのかについても考える必要はない。ただし、回転がもたらす結果は容易に想像できる。球体は変形し、遠心力によって溶融体は赤道付近で膨らみ、極付近では平らになる。回転速度が速ければ速いほど、その膨らみも大きくなる。各回転速度にはそれに応じた程度の膨らみが存在する。このようにして溶融状態の地球は、1日に1回回転するという事実に基づいて一定の程度まで膨らんだのである。さて、地球が依然として回転しながら液体状態から固体状態へと移行し始めたとしよう。固化した際の地球の表面形状は、疑いなく非常に不規則になるだろう。これほど巨大な物質が変化する際に生じる揺れや噴出によって不規則になるのだ。しかし、いかに不規則であっても、全体的に見れば地球の表面形状は回転運動によって形成された形状と一致するはずだ。したがって、地球の赤道部分が隆起している形状を説明することができ、また、この地球がかつて柔らかい、あるいは溶融状態にあったという見解を裏付ける根拠としてもこの形状を挙げることができる。

この議論は、地球の形状を他の天体の形状と比較することによって補強し、説明することができる。例えば太陽はほぼ完璧な球体のように見える。私たちが行えるどんな測定においても、太陽の極直径が赤道直径より短いということは示されていない。しかし、これは私たちが予想していた通りのことだ。間違いなく太陽も自転しており、隆起を引き起こすのが回転である以上、なぜ地球と同様に太陽も変形しないと言えようか？

太陽の2つの直径に実際に差が存在する可能性はあるが、その差は私たちが測定できないほど小さいのだ。これを太陽の回転速度の遅さと結びつけずにはいられない。太陽が1回転するのに25日かかり、これほど遅い速度では突出部など目立たないのである。

一方、回転速度が速い惑星を見ると、全く異なる結果が得られる。特に目立つ例として、巨大な惑星である木星を挙げよう。望遠鏡で観察すると、木星が球体ではないことがすぐにわかる。その違いは非常に顕著で、木星の極径が赤道径より短いことを示すために正確な測定は不要だ。木星が真の球形から逸脱している度合いは、実際に地球のそれよりもはるかに大きい。これを木星のはるかに速い回転速度と結びつけずにはいられない。後ほど、この素晴らしい天体について章を割いて詳しく考察する必要がある。しかし、今の段階で予想しておけば、木星の回転周期は10時間未満であり、木星が地球の1000倍以上も大きいにもかかわらずそうなのだ。その極めて速い回転によって、木星は赤道付近が著しく膨らんでいるのである。

地球の調査や寸法の測定が完了したら、天文学者が次に行うべき作業はその質量を決定することだ。ここにこそ、科学の力を限界まで試す問題がある。地球の内部についてはほとんど何も知らない――むしろ何も知らないと言ってもよい。確かに、地球の中深くへと坑道を掘っている。これらの坑道によって、内部の半マイル、あるいは1マイルもの深さまで到達できる。しかし、これは結局のところ地球内部を探求するためのごく些細な試みに過ぎない。地球の中心までの距離と比べれば、1マイル進んだところで何になるのか？全体の約4000分の1に過ぎないのだ。私たちの地球に関する知識は、地表下のごくわずかな深さまでしか及ばず、私たちが立っている場所からわずか数マイル下の地球の性質がどのようなものかについては全く見当もつかない。したがって、

地球の固体部分について私たちがほとんど何も知らない以上、地球全体の重さを測定しようとするのは絶望的な試みのように思える。しかし、その問題は解決されており、その結果も分かっている。もちろん、他の天文学的研究で達成されているほどの精度ではないが、それでも十分な近似値としては得られている。

通常の単位で地球の重さを示す必要はない。数十億トンという数字を挙げても特に印象に残るわけではない。地球の質量を同じ大きさの水球の質量と比較する方がはるかに自然だ。地球が同じ体積の水よりも重いことになるだろう。地球の表面を構成する岩石は、その上にある海洋よりも、体積あたりの重さが大きい。地球内に豊富に存在する金属や、深部の巨大な圧力によって生じる地球の密度の漸増――これらの要因から、地球が同じ大きさの水球よりもはるかに重いことが理解できる。

ニュートンは、地球の重さが同じ体積の水の5倍から6倍程度だと考えた。このような見解が妥当であることも容易に理解できる。地表の岩石や物質は通常、水の2倍から3倍程度の重さだが、内部の密度ははるかに高いはずだ。地球の遥か深部には鉄が非常に多く含まれていると考えるに足る理由がある。鉄でできた地球なら、同じ大きさの水球の約7倍の重さになるだろう。したがって、地球の重さは同じ大きさの水球の3倍を超え、7倍未満である可能性が高い。そこでニュートンは、当時妥当と思われ、後に正しい可能性が高いことが証明された数値である5倍から6倍という範囲を採用した。この重要な問題を正確に解決するための方法はいくつか提案されているが、ここではそのうちの1つだけを説明する。なぜなら、それは万有引力の法則を非常に顕著な形で示しているからだ。

重力に関する章では、適度な大きさの2つの質量間のこの力の強度は極めて微小であると指摘されていた。

地球の重さを測定する際の困難は、この理由によって生じるのである。この手法の実際的な応用は、数多くの詳細な問題によって妨げられており、現時点ではそれらを考慮する必要はない。この手法の原理は十分に単純である。説明を明確にするために、直径約2フィートの大きな球体を想像してみよう。そして、この球体ができるだけ重くなるように、鉛でできていると仮定しよう。小さな球体を大きな球体の近くに持っていくと、重力の力によって引き寄せられる。この引力の大きさは極めて小さいが、それでも極めて微小な力を検出できる精巧な手法によって測定することができる。引力の強さは、球体の質量や互いの距離、そして重力の強さによって決まる。また、地球が小さな球体に及ぼす引力も容易に測定できる。これは実際、一般的な意味での小さな球体の重さに他ならない。したがって、鉛製の球体が及ぼす引力と地球が及ぼす引力を比較することができる。

もし地球の中心と鉛製球体の中心が、引き寄せられる物体から同じ距離にあれば、両者の引力の強さからその質量の比率を簡単な比例計算によってすぐに求めることができるだろう。しかし実際にはそう単純ではない。鉛製の球体は引き寄せられる球体からわずか数インチしか離れていないのに対し、地球の引力の中心は地球の中心から約4,000マイルも離れている。この違いを考慮し、鉛製球体が4,000マイル離れた場所にあったときの引力に値を修正しなければならない。幸いなことに、重力の強さは距離の二乗に反比例するという一般法則に基づく簡単な計算によってこれを行うことができる。このようにして、計算と実験の両方を用いて、鉛製球体が及ぼす引力と地球が及ぼす引力の強さを比較することができる。引力は質量に比例することが知られているため、地球と鉛製球体の質量の比も測定されており、地球の重さは同じ大きさの鉛製球体の重さの約半分であることが明らかになっている。したがって、次のように述べることができる。

最終的に、地球の質量は、同じ体積を持つ水球の質量の約5.5倍である。

重力に関する章では、地球の表面付近で落下させた物体が最初の1秒間に16フィート下落するという事実について触れた。この距離は地球の場所によってわずかに異なる。もし地球が完璧な球体だったら、どこでも引力は同じであり、物体はどこでも同じ距離だけ落下するはずだ。しかし地球は丸くないため、1秒間に物体が落下する距離は場所によってわずかに異なる。極地では地球の半径が赤道よりも短く、したがって極地での地球の引力は赤道よりも強い。もし極地と赤道の両方で1秒間に物体が落下する距離を示す正確な測定値があれば、地球の形状を特定する手段が得られるはずだ。

しかし、1秒間に物体が落下する距離を正確に測定するのは困難である。そのため、私たちは赤道や地球表面の他の場所での地球の引力を求めるために、他の方法に頼らざるを得なかった。採用された方法は振り子に基づいており、振り子はおそらく最も単純で、間違いなく最も有用な哲学的道具の一つである。理想的な振り子とは、細くて柔軟なワイヤーで固定点から吊るされた小さくて重い重りのことだ。振り子を垂直位置から横に引いてから放すと、その重りは前後に揺れ動く。

振り子が前後に揺れるのに必要な時間はごく短い。驚くべきことに、この周期は振り子が揺れる円弧の長さにほとんど依存しない。この法則を検証するために、同じ長さの別の振り子を最初の振り子の隣に吊るす。両方の振り子を横に引いてから放すと、それらは一緒に揺れ、一緒に元に戻る。これは予想される結果だ。しかし、一方の振り子を大きく片側に引き、もう一方をわずかにしか引かなかった場合でも、2つの振り子は依然として同期して揺れる。これはおそらく予想外の結果だろう。円弧の差をさらに大きくして再試行してみてください。

振動が起こっているにもかかわらず、2つの重りは同じ時間で揺れているのが見て取れる。

実験を別の方法で行ってみよう。両方とも鉄製ではあるが、大きさの異なる重りを振り子に取り付けてみる。振動周期に何か違いが現れるだろうか？再び試してみると、周期は以前と同じである。大きな弧でも小さな弧でも揺らしてみても、周期は変わらない。しかし、これは2つの重りが同じ材料でできているからだと言えるかもしれない。鉄製の重りの代わりに鉛製の重りを使って再び試してみるが、結果は同じである。木製の球体を使っても、その振動周期は鉄製の球体と同じであり、振動がどのような弧を描く場合でも同じである。

しかし、重りを支える糸の長さを変えると、周期は変わらなくなる。これは非常に簡単に説明できる。長い振り子の糸の長さの4分の1しかない短い振り子を用意し、2つを近くに吊るして、短い振り子と長い振り子の振動周期を比較してみると、前者の周期は後者の半分しかないことがわかる。一般的に言えば、振り子の振動時間はその長さの平方根に比例する。吊るす糸の長さを4倍にすると、振動時間も2倍になる。振り子の長さを9倍にすると、振動周期も3倍になる。

振り子が揺れるのは地球の重力のおかげである。引力が強ければ強いほど、振り子の振動は速くなる。これは簡単に説明できる。地球が重りを強く引き下ろせば、時間は短くなる。一方、地球の引力が弱くなると、重りをそれほど速く引き下ろすことができず、周期は長くなるのである。

振り子の振動時間は非常に高い精度で測定することができる。10,000回振動させ、そののびに要した時間を測定しよう。振り子が描く弧の長さは必ずしも一定ではないかもしれないが、それは振動時間にほとんど影響を与えない。10,000回の振動時間の測定において1秒の誤差が生じたとしても、それは1回の振動時間において1秒の万分の一の誤差しか生じず、実験が行われた場所の重力の大きさを非常に正確に求めることができる。

振り子を赤道に持って行き、10,000回振動させ、そののびに必要な時間を注意深く測定しよう。同じ振り子を地球の別の場所に持って行き、同じ実験を繰り返す。これにより、2つの場所の重力を比較する手段が得られる。もちろん、守るべき多くの注意事項があるが、ここではそれについて詳しく触れる必要はない。振り子の運動をどのように維持するか、また温度変化がその長さに与える影響についても詳述する必要はない。重要なのは、振り子の振動時間をどのようにして正確に測定できるか、そしてその測定値からどのようにして重力の強さを算出できるかという点だけである。

このようにして振り子を用いることで、地球表面の重力分布を極めて高い精度で調査することができる。しかし、振り子の振動に影響を与えるのは重力だけだとは断言できない。地球が自転していることは既に知っており、赤道付近で地球が膨らむのもこの自転の影響によるものだと考えている。しかし、自転によって生じる遠心力は物体の見かけ上の重さを減少させる効果があり、その影響は赤道で最も大きく、極に近づくにつれて徐々に小さくなる。この理由だけでも、赤道では他の場所よりも振り子の引力が弱くなるため、振動に要する時間が長くなる。したがって、見かけ上の重力変化の一部は遠心力によるものだが、それに加えて実際の変化も存在するのである。

天文学に関する著作においては、私たちの惑星についてさらに詳しく論じることは範囲外である。地球の表面、その地形や海洋、山脈や河川は物理地理学者の研究対象であり、一方、岩石やその内部構造、火山や地震は地質学者や物理学者が研究すべきものである。

第X章　火星
天界における私たちの最も近い隣星――望遠鏡で火星の表面を観察すること――火星の特異な軌道――火星が星に似ている点――衝の意味――火星の軌道の離心率――火星のさまざまな衝――惑星の見かけ上の運動――地球の運動の影響――火星までの距離の測定――太陽までの距離に関する理論的探究――惑星の図解――火星に雪はあるのか？――惑星の自転――火星の重力――火星に衛星はあるのか？――アサフ・ホール教授の偉大な発見――衛星の公転――デイモスとフォボス――『ガリバー旅行記』

私たちが太陽系内のある惑星と持つ特別な関係のため、その惑星については他の惑星とは異なる扱いが必要となる。水星や金星については、主に望遠鏡による観測や、それを基礎とした計算によって知られる遠方の天体として論じた。地球に関する知識は性質が異なり、得られ方もまた違う。しかし、太陽系内で地球の真の位置を明らかにするためには、対称性の観点から金星の後に地球について論じる必要があった。しかし今、太陽から離れていく過程で地球を過ぎたところで、次に火星という惑星にたどり着く。ここでも、やや変形された形ではあるが、金星や水星に適用された方法を再び用いることになる。

ある観点から見ると、金星と火星は私たちの注意を引く特別な存在である。それらは私たちの最も近い惑星の隣人だからだ。当然、より遠くにある他の惑星よりも、これらについてより多くのことを知ることができると期待される。しかし金星の場合、すでに指摘したように、その濃密な大気層のために満足のいく望遠鏡観測が困難であり、この期待はほとんど叶わない。一方、もう一つの惑星の隣人である火星に目を向けると、多くのことを知ることができる。

その外見からしてもそうである。実際、月を除けば、他のどの天体よりも火星の表面の詳細について私たちはよく知っている。

この美しい惑星は、その物理的構造が持つ特徴以外にも、考察すべき多くの特徴を持っている。火星の軌道は非常に特異な比率を持っており、この軌道の観測によってケプラーの有名な法則が発見されたのである。時折地球に接近する際には、その距離を正確に測定することが可能となり、それによって太陽までの距離を求める別の方法が生まれた。これは少なくとも金星の通過によって得られる精度に匹敵するものである。また、今世紀における純粋な望遠鏡研究における最大の成果は、火星の衛星の発見であったことも指摘しておくべきだ。

肉眼では、この惑星は一般的に1等星のように見える。通常は赤みがかった色によって識別されるが、天文学の初心者は火星を識別するためにその色だけに頼ることはできない。この惑星とほぼ同じくらい赤みがかった色を持つ星がいくつか存在する。牡牛座で最も明るい星である明るいアルデバランは、しばしば惑星と間違えられる。また、オリオン座にある輝かしい点であるベテルギウスにも似ていることがある。このような誤認は、学習者がまず主要な星座やより明るい星々を学んでおけば起こり得ない。そうすれば、惑星の位置を追跡したり、その絶え間ない動きを観察したりすることに大きな興味を抱くようになるだろう。

各惑星の位置は常に天文年鑑から確認することができる。時には惑星が太陽に近すぎて見えないこともある。その場合、惑星は太陽と共に昇り、太陽と共に沈むため、夜間には地平線の上に現れない。火星のような惑星を観測するのに最適な時期は、いわゆる「衝」の時である。これは地球が惑星と太陽の間に直接位置する状態で起こる。この場合、火星から地球までの距離は他のどの時期よりも短くなる。また、衝の時に火星を観測するにはもう一つ利点がある。

惑星は地球の一方にあり、太陽は反対側にあるため、火星が空高くにあるとき、太陽はちょうど地球の真下にある。言い換えれば、そのとき惑星は地平線上で最も高い位置にあるのだ。図48は、1877年の好都合な衝の際の地球と火星の軌道を示している。しかし、火星の衝の中には、他よりもはるかに好都合なものもある。これは図48に明確に示されており、ここでは火星の軌道と地球の軌道が正確な比率で描かれている。地球の軌道がほぼ円形であるのに対し、火星の軌道にはかなり大きな離心率がある。実際、水星の軌道を除けば、火星の軌道は我々の太陽系にある大型惑星の中で最も離心率が大きいのである。

望遠鏡を用いた観測において、火星の衝の価値は状況によって大きく変わる。好都合な衝とは、8月26日にできるだけ近い時期に起こるものである。一方、極端な例としては2月22日頃に起こる衝が挙げられる。後者の場合、惑星と地球との距離は前者のほぼ2倍にもなる。最高水準の観測に適した最後の衝は1877年に起こった。当時の火星は非常に明るく目立つ天体であり、当然のことながら多くの注目を集めた。好都合な衝はやや不規則な間隔で繰り返し起こり、最後に起こったのは1892年で、次回は1909年になる。

火星の見かけ上の動きは決して単純ではない。初めてこれらの動きを解読しようと試みた初期の天文学者がどれほど困惑したか想像に難くない。その惑星は非常に明るく目立つ天体として見え、天文学者の注意を引く。彼は注意深く観察し、自分がよく知っている星座の中にその惑星がどのように位置しているかを確認する。数晩後、再び同じ天体を観測するが、まさに同じ場所にあるのだろうか？彼はそうではないと考える。以前よりもさらに注意深く惑星の位置を記録する。そして星々に対するその惑星の位置関係を確認する。再び数日後、観測を繰り返す。もはや疑いの余地はなく、火星は明らかに位置を変えているのだ。まさに放浪者と言える。

夜ごと、初期の天文学者は観測を続ける。火星の変化を記録し、最初よりもさらに速く動いていることに気づく。果たして火星は天球を一周するのだろうか？天文学者はこの推測が正しいかどうかを確かめるため、引き続き観測を続ける。夜ごと観測を重ねるうち、やがてその天体の動きは最初ほど速くないのではないかと思うようになる。さらに数晩経つと、惑星の動きが遅くなっていることは確実になる。さらに数晩経つと、動きが止まるのではないかと推測される。やがて動きは本当に止まり、その天体は静止しているように見える。しかし、永遠に静止したままでいるのだろうか？その長い旅は終わったのだろうか？

多くの夜、このような状況が続くが、やがて天文学者はその惑星が逆行し始めているに違いないと疑い始める。さらに数夜経つと、その事実はもはや疑う余地なく確認され、火星の順行と逆行という驚くべき発見がなされたのである。

火星が天球を周回する過程の大部分においては、西から東へと一定の速度で動いているように見える。実際には、月が動くときや太陽が動くときと同様に、逆行しているのである。原始的な観測者たちを困惑させたあの複雑な動きが見られるのは、その軌道のごくわずかな部分だけである。隣の図（図49）には、1877年の衝時に火星が実際に進んだ軌跡が示されている。この図では異常な特徴が現れる軌道の一部しか示されていないが、軌道の残りの部分も、必ずしも一定の速度ではないものの、方向は変わらずに進んでいるのである。

火星の見かけ上の運動のこの複雑さは、一見すると、惑星の運動に関する単純で基本的な説明を受け入れることを不可能に思わせる。もし火星の運動が純粋に楕円形であるならば、どうしてこのような特異な軌道変化を示すことができるのだろうか？その答えは、私たちが立っている地球自体が運動しているという事実にある。たとえ火星が静止していても、地球が動いているために火星は動いているように見えるのだ。したがって、火星の見かけ上の運動は実際の運動と結びついているのである。この状況は幾何学者を困惑させるものではない。彼は惑星の真の運動を見かけ上の運動と区別し、火星が示す複雑な軌道変化を完全に説明することができるのだ。もし私たちが絶えず移動する地球から固定された観測点に視点を移せば、火星の軌道が楕円形であり、ケプラーがこの惑星の観測によって発見した法則に従って太陽の周りを回っていることがわかるだろう。

火星が太陽の周りを一周するのに要する時間は687日で、太陽からの平均距離は1億4150万マイルである。最も好都合な条件下では、衝の時に火星は地球に約3億5500万マイル以内まで接近することがある。地球で用いられる基準で測定するとこれは非常に大きな距離に思えるが、実際には金星が最も近づいた時の距離とほぼ同じであり、地球から太陽までの距離に比べればはるかに短い。

私たちは、ケプラーの法則から太陽系の形状がどのようにして知られるか、また、どの部分かの直接測定が行われれば太陽系全体やその各部分の絶対的な大きさがどのようにして知られるかを説明した。火星の接近は、その距離を測定する好機を提供し、それによって金星の通過によって調べられたのと同じ問題を別の方法で解決することができる。こうして私たちは再び、太陽の距離や惑星들の距離、そして太陽系に関する多くの数値的な事実を知ることができるのである。

1877年に火星が反対側に位置した際、この洗練された手法を天体測定の問題解決に応用しようという試みが成功裏に行われた。これがこの方法が初めて提案されたり、実際に試みられたりした機会だったとは言えない。しかし、1877年の観測は非常に高度な技術と、必要な予防措置への細心の注意をもって行われたため、天文学にとって重要な貢献となった。現在ケープ・オブ・グッドホープで女王陛下の天文学者を務めるデイビッド・ギル博士は、1877年に火星の視差を観測する目的でアセンション島へ向かった。この時、火星は地球に非常に近づいており、この手法を応用するのに絶好の機会となった。ギル博士は貴重な一連の測定値を得ることに成功し、それらから金星の通過によって得られる精度を上回る程度の正確さで太陽までの距離を算出した。

太陽までの距離について情報を得るための別の方法もある。この方法はかなり巧妙なものであり、数理天文学における最も高度な研究との関連性から興味深い。それはニュートンの力学理論において予示され、ル・ヴェリエによって完成度を高められた。この方法は万有引力の法則に基づいており、現代天文学の発見において重要な章を形成している惑星の摂動に関する素晴らしい発見들と密接に関連している。

一見全く独立しているように思える2つの量の間には、ある一定の関係が存在する。これらの量とは地球の質量と太陽までの距離である。太陽までの距離は、（地球表面での重力の強さ、地球の大きさ、1年の長さが分かれば計算できる）ある一定の距離に対して、太陽の質量の立方根が地球の質量の立方根に対して持つのと同じ比率を持つ。この結果に不確実性はなく、その帰結も明らかである。もし地球を太陽と比較してその重さを測定する手段があれば、太陽までの距離をすぐに導き出すことができる。では、この巨大な地球を天秤に乗せるにはどうすればよいのか？それが問題なのである。

ル・ヴェリエは、その解決法を私たちに示しました。彼が用いたのは火星の力です。

もし火星が太陽の周りを公転する際に太陽の引力だけに影響されるならば、よく知られている惑星運動の法則に従って、永遠に同じ楕円軌道を描き続けるでしょう。1世紀が経っても、あるいは何世紀も経っても、その楕円の形や大きさ、位置は変わらないままです。幸いなことに、地球によって火星の軌道に乱れが生じます。地球の質量は太陽のそれに比べてはるかに小さいものの、それでも十分に大きく、火星にかなりの引力を及ぼすことができます。したがって、火星が描く楕円は不変ではありません。その楕円の形や位置は徐々に変化し、その結果、火星の位置はある程度地球の質量に依存します。実際に観測される火星の位置は観測によって求められ、地球が存在しなかった場合に火星がいたであろう位置は計算によって求められます。この二つの値の差が地球の引力によるものであり、これを測定すれば地球の質量を算出することができます。ずれの量は世紀ごとに増加していきますが、その増加速度は小さいため、正確な測定を行うには古い観測データも必要となります。

2世紀以上前に起こった特筆すべき出来事により、当時の火星の位置を非常に高精度で特定することができました。1672年10月1日、3人の独立した観測者がみずがめ座のある恒星が赤い火星によって隠される現象を目撃しました。その恒星の位置は正確に知られているため、その日に火星が天球上のどの位置にあったかを正確に示すことができます。この結果と現代の子午線観測データを組み合わせることで、2世紀の間に地球の引力によって火星が移動した距離が約5分角（294秒）に達したことがわかります。この誤差は1秒を超えることはないとされており、したがって地球の質量はその実際の値の約300分の1と算出されます。もし何も

他の誤差も存在するため、太陽までの距離は約900分の1程度となってしまう。

図50—火星と地球の相対的な大きさ。

この方法には固有の美しさがあり、導入された際の期待も非常に高かったが、現時点では他のいくつかの方法と比べると信頼性に欠けると思われる。地球の影響による火星の位置変化は絶えず増大し続けるため、最終的には地球の質量を非常に正確に求めるのに十分な大きさに達し、その時になればこの方法によって太陽までの距離も高精度で測定できるだろう。しかし、この方法が興味深く魅力的であるにせよ、現時点では太陽までの距離を正確に測定する手段というよりは、万有引力の法則を裏付けるものと見なすべきである。

図51—火星の図（1894年7月30日）。

図54—火星の南極冠（1894年7月1日）。

火星が地球に接近することで、その表面を望遠鏡で詳細に観察する機会が得られる。火星の詳細を、同じ程度の精密さで観察できるとは期待できない。

月にいる人々。
たとえ最も好都合な状況下であっても、火星は月よりも100倍以上離れており、そのため、月の表面の地形がはっきりと見えるようにするためには、火星の表面の地形も少なくとも100倍は大きくなければならない。
火星は地球よりもはるかに小さい。この惑星の直径は4,200マイルだが、それは地球の直径の半分強に過ぎない。図50は、これら二つの天体の大きさを比較したものである。ここでは、フラッグスタッフのローウェル天文台でウィリアム・H・ピッカリング教授が描いた火星の素晴らしい絵画のうち2点を掲載する。[16] 図51は1894年7月30日に、図52は1894年8月16日に撮影されたものである。

1894年7月1日にローウェル天文台のウィリアム・H・ピッカリング教授が観測した火星の南極冠は、図54に示されている。[17] 极地地域にある奇妙な黒い斑点が見て取れる。図53には、1894年8月24日に同じ技術的に優れた人物によって、可能な限り正確にスケールに合わせて描かれた、惑星の「終昼線」上にある特徴的な隆起や窪みが示されている。

この惑星を観察すると、月のように常に同じ面を観測者の方に向けているわけではないことがわかる。火星

火星も地球と全く同じように軸の周りを回転している。火星が1回転するのに必要な時間が、地球のそれよりわずか半時間ほど長いだけであるというのは、実に驚くべきことだ。正確な周期は24時間37分22¾秒である。したがって、惑星の様子は時間ごとに変化していく。西側は徐々に見えなくなり、東側が次第に目立つようになる。12時間後には惑星の様子は完全に変わってしまう。こうした変化に加えて、縮小効果による影響もあって、惑星上の物体を地図上のものと対応させるのはしばしば困難である。正直なところ、惑星の地図は月の地図ほど正確さや確実性に欠けるが、惑星の主要な特徴は十分に明らかになっており、一部の天文学者はすべての目立つ物体に名前を付けている。

火星表面の模様には2種類ある。そのうちの一部は緑がかった鉄灰色をしており、他方は一般的に暗黄色またはオレンジ色で、時には白っぽく見えることもある。前者は通常海の領域を表していると考えられ、後者は大陸を表していると考えられている。

赤い惑星マルスの表面の様子については、多数の図面が存在する。最も古いものは17世紀半ばに撮影されたものだ。これらの初期のスケッチは非常に粗雑で、地形を解明する上ではあまり役立たないが、現代の図面と比較することで、この惑星の自転周期を特定するのに大変有用である。

初期の観測者たちは、マルスの両極に白い斑点があることにすでに気づいていた。しかし、これらの特異な極冠に関する最初の体系的な研究を行ったのはウィリアム・ハーシェルである。この偉大な天文学者は、非常に興味深い発見によって報われた。彼は、マルスのこれらの極地地域が、その位置する半球の季節に応じて広がりや明瞭さが変化することを発見した。その惑星の冬至から3ヶ月から6ヶ月後に最大の規模に達し、その後夏至から3ヶ月から6ヶ月後にかけて徐々に小さくなっていく。これは、私たちの地球の両極を取り巻く雪や氷の動きと全く同じであり、最近までマルスの白い極冠もほぼ同様の構造を持っているという疑いはほとんどなかった。

マルスが太陽の周りを公転する周期は、地球の1年（365日）よりもはるかに長く687日もあるため、当然、その惑星の季節も地球の季節よりはるかに長い。マルスの北半球では夏は少なくとも381日間続き、冬は306日間続く。どちらの半球でも、長い冬の間に白い極冠は直径45度から50度にまで拡大するが、長い夏の間には直径4度から5度程度の小さな範囲に縮小してしまう。注目すべき点は、これらの白い領域のうち南極にあるものが極点と同心円上にないようで、極点からかなり離れた位置にあるため、マルスの南極は年に一度ほど氷や雪が全くないように見えることだ。

19世紀にはマルスに関する多くの貴重な観測が行われたが、実際に有効な情報が得られるようになったのは、非常に好都合な衝の時期以降のことである。

1877年には火星の表面研究が著しい進展を遂げ、これは現代天文学における最も注目すべき特徴の一つとなった。1877年にこの惑星の貴重な図面を作成した観測者の中には、その精巧な絵画が王立天文学会によって発表されたグリーン氏や、この惑星に関する私たちの知識をほぼ根本から変えてしまったミラノのスキアパレッリ教授がいる。スキアパレッリが使用していたのは口径8インチの屈折望遠鏡に過ぎなかったが、イタリアの澄んだ空気のおかげで、火星表面の明るい部分に多数の長く細い線状の構造を見出すことができたのだろう。彼はこれらを「運河」と名付けた。なぜなら、それらはいわゆる海から始まり、推定される大陸上を何千マイルにも及ぶ距離にわたって延びているように見えたからである。

これらの運河は、さまざまな海同士を結びつける一種のネットワークを形成しているように思われた。スキアパレッリ以前にドーズらが作成した図面の中にも、特に目立つ運河がいくつか描かれていた。しかし、これらの細い線が非常に多数存在し、惑星の顕著な特徴を形成していることを見出したのは、この偉大なイタリア人天文学者であった。これらの特筆すべき特徴のいくつかは、1894年にローウェル天文台のウィリアム・H・ピッカリング教授が作成した図面から転載した図51および図52に示されている。

スキアパレッリが初めてこれら多数の運河の発見を宣言した際、天文学者たちは大いに驚いたが、1882年に彼が「ほとんどの運河が二重になっている」と発表したときの驚きは、それを上回るものだった。1881年12月から1882年2月の間に、30件もの運河の二重化が起こったようである。そのうち19件は、既存の運河の近くにはっきりと平行な線が形成されているケースだった。残りの運河については、その存在がそれほど確実ではなかったり、2本の線が完全に平行でないケースもあった。スキアパレッリが1881年から1882年にかけての観測結果から作成した火星地図の写しが図版XVIIIに示されており、そこにははっきりとそれが描かれている。

これらの奇妙な二重の運河は、私たちが他のどの惑星で知っている地形とも全く異なっている。

図版XVIII。
1881年から1882年にかけてシアパレッリが作成した火星地図。

その後、シアパレッリや他の数人の観測者による観測から、この運河が二重に現れる現象には周期性があることが示唆されている。これは火星が春分点または秋分点を通過する時期頃に起こる。二本の平行線のうち一方は、古い運河の軌跡の上にできるだけ正確に重なることが多い。しかし、時には両方の線が元の運河の反対側に位置し、全く新しい場所にあることもある。二本の線の間隔は、最大で約360マイルから、大型望遠鏡でも識別可能な最小値である30マイル強まで様々である。これらの特異な運河の幅は、見える範囲の限界から、例えば60マイル以上に及ぶこともある。

運河が二重に現れる現象は、おそらく火星が私たちに与える最も解決が難しい問題だろう。たとえ運河自体が、溶けた極地の雪が赤道地域を流れるための水路や通路であると認めたとしても、なぜ二重の運河が生じるのかを理解するのは容易ではない。特に、元の運河が……の場合にはなおさらである。

その水路は消え去り、代わりに2つの全く新しい水路が現れるようだ。それぞれの水路の幅は英仏海峡とほぼ同じで、古い水路の流れの両側に位置している。このような二重構造は単なる視覚的錯覚に過ぎないという説明は何度も出されてきたが、決定的な証拠はまだ示されていない。おそらく、この問題の解決は当面保留にしておくしかなく、今この惑星が集めている異例の注目がやがてこの謎を解明してくれることを期待するしかないだろう。

この惑星の表面にある模様は、一般的に恒久的な性質を持っているため、100年や200年前に描かれた図と最近に描かれた図を比較しても、それぞれ同じ特徴が認められる。しかし、この恒久性は月の場合ほど絶対的なものではない。既に述べた水路に加えて、火星の表面の他の多くの部分も時折その輪郭が変化する。特に「海」と呼ばれる暗い斑点の場合、その輪郭は明らかに識別可能な細部において変化を遂げることがある。また、惑星の一部では色の変化が頻繁に観測されるが、これらの観測の一部は地球の大気が惑星の外見に与える影響によるものかもしれないが、すべてをそう説明することはできない。一部の現象は間違いなく火星の表面で実際に起こった変化によるものである。

そのような変化の例として、シャパレリが「シルティス・マヨール」と名付けた有名な地形の北西部を挙げることができる。[18] この地域は灰色、緑色、青色、茶色、さらには紫色として様々な時期に記録されている。この地域が（北半球の秋分頃）可視領域の中央に位置すると、東側は西側よりも明らかに緑色が強い。季節が進むにつれてこの特徴的な色は薄れていき、最終的にはシルティスの岸辺でのみ緑色が認められるようになる。火星の大気は通常非常に透明であり、幸いなことに何の障害もなく惑星の表面を詳しく観察することができる。

雲。しかし、そのような雲が常に存在しないわけではない。地表の姿は時折遮られることがあり、それによって火星の大気中に雲や霧があることがその原因であると断定できる。

もし火星の地表の物理的構造について何らかの知見を得ることができれば、まず最初に考慮されるべき問題の一つがこの惑星の大気の性質である。この場合、分光観測によってはあまり助けにはならない。もちろん、この惑星には固有の光はなく、単に太陽光を反射して光っているだけである。太陽に向いている半球は明るく、太陽から離れた半球は暗い。したがって、月のスペクトルと同様に、太陽光が火星の大気を二度通過する際に何らかの吸収が起こり、新たな暗線が生じない限り、火星のスペクトルも太陽スペクトルの正確だが弱いコピーであるはずだ。初期の観測者の中には、水蒸気によって生じたと思われるそのような暗線をはっきりと見分けることができると考えた人もいた。しかし、リック天文台のキャンベル氏やアレゲニー天文台のキーラー教授は、彼らが持つ比類のない観測機器や気候条件を活用しても、火星と月のスペクトルの間に何の違いも見出せなかったため、そのような暗線の存在を否定している。[19] もし火星にかなり広範囲にわたる大気があるなら、特に惑星の縁辺部でその吸収効果が顕著に現れるはずだが、キャンベル氏の観測結果では縁辺部での吸収の増加は見られなかった。したがって、火星に広範囲な大気があるはずがないように思われ、この結論は他のいくつかの方法によっても裏付けられている。

私たちがこの惑星の地表をこれほどはっきりと見ることができるのは、火星の大気が私たちの地球の大気と比べて非常に薄いことを示唆している。優れた望遠鏡を持つ火星上の観測者は、地球の地表の特徴の多くを識別することができないだろうという点に疑いの余地はほとんどない。これは、光が私たちの大気を二度通過する際に強く吸収されることによるだけでなく、同じ大気によって引き起こされる光の強い拡散によるものでもある。

また、言うまでもなく、地球の上空に常に浮かんでいる大量の雲が、火星からの観測者にとって私たちの惑星の多くの部分を完全に隠してしまうだろう。しかし、先にも述べたように、時折火星の一部が不明瞭になることがあるものの、火星の雲は非常に薄いものであることは認めざるを得ない。もし極冠が雪でできているのであれば、融解する際に雲が生じ、それによって極地地域が私たちの視界からある程度隠されるはずだが、そのような現象は一度も観測されていない。

火星に水が存在するかどうかについては、非常に重大な疑問があることがわかった。確かに私たちはしばしば暗い斑点を「海」と呼び、明るい部分を「大陸」と呼んできた。この表現が正しいというのが長年にわたり天文学者たちの見解だった。しかし数年前、リック天文台のシェーベルレ氏は全く逆の結論に至った。彼は暗い部分が大陸であり、明るい部分が水や他の液体からなる海だと主張した。彼は暗い部分の不規則な陰影を指摘し、それは球形の水面から反射される光の様子を示唆しておらず、特に円盤の中央付近では明暗のコントラストが最も強い。

また、暗い領域を、さらに暗い筋が頻繁に横切っていることにも注目すべきだ。これらの筋はほぼ直線状に何百マイルにもわたって続いており、明るい部分にあるいわゆる運河もしばしばこれらの線の延長線上にあるように見える。したがってシェーベルレ氏は、運河は海や陸地に広がる山脈の連なりかもしれないと提案している。故フィリップス教授およびH.D.テイラー氏は、もし火星の熱帯地域に湖や海があるのであれば、そこから太陽光が直接反射して明るく星のような点が生じ、それは決して見逃されないはずだと指摘している。たとえわずかに乱れた水であっても、このようにしてその存在が知られるはずだが、実際にはそのような記録は一切ない。

火星に生命が存在する可能性についても、少し補足しておくと、もし火星に水が存在することが確実であれば、それは……

基本的な条件は満たされるだろう。火星の大気は、その組成や密度において地球の大気とほとんど類似点がないにもかかわらず、生命が存在する可能性は依然としてある。たとえ人間が自分の体に適した栄養素や呼吸に適した空気を見つけられると仮定したとしても、彼がそこで生きていけるかどうかは非常に疑問だ。火星のサイズが小さく、質量も地球に比べて少ないため、この惑星上の重力の強度は地球の表面での重力とは異なる。私たちはすでに月の重力が弱いことに触れたが、同様のことが火星にも当てはまる。地球では2ポンドの重さの物体が、火星の表面では1ポンド未満の重さになるだろう。地球で56ポンドの重さのものを持ち上げるのに必要な力とほぼ同じ力で、火星では2倍の重さのものを持ち上げることができる。

地球には1つの月がある。木星には4つの目立つ衛星がある。火星は地球と木星の軌道の間を公転する惑星であり、地球や木星と同じタイプの天体だ。3つの惑星は同じ太陽の支配を受け、同じ系統の一部を構成している。しかし、地球には1つの月があり、木星には4つの月があるのだから、火星にも月があってもよさそうだ。確かに火星は小さな天体で、地球よりも小さく、木星に比べればさらに小さい。火星に大きな衛星があるとは期待できないが、なぜ隣の2つの惑星とは違って、まったく衛星がないのだろうか？と天文学者たちは考えた。しかし現代に至るまで、火星の衛星は発見されていなかった。何世紀にもわたって、この目的のために火星は綿密に調査されてきたが、失敗が続くにつれて、この類推的な推理の連鎖が破綻したという結論がほぼ正当化されるように思われた。月のない火星は、金星以外の大きな惑星には必ず衛星が伴うという法則の例外と見なされた。何度も試みられ、常に失望に終わってきた研究を再開するのはほとんど絶望的に思えた。しかし幸いなことに、現代の人々は、完璧な装置を用いて行われた、さらに一回の探査を目の当たりにすることができた。

卓越した技術により、この試みは当然の成果を収め、その結果として火星の2つの衛星が発見されるという記念すべき成果が得られました。

この発見は、ワシントン天文台の著名な天文学者であるアサフ・ホール教授によってなされました。ホール氏は、巨大で精巧に作られた望遠鏡、いわゆる「ワシントン大型反射望遠鏡」を使用しました。これは、多くの大型望遠鏡を生み出してきた有名なアルヴァン・クラーク＆サンズ社の作品であり、その優れた性能において、同じ研究目的で作られた他のどの望遠鏡よりもはるかに優っていました。対物レンズの直径は26インチで、その大きさだけでなく、解像度の高さもまた驚異的でした。しかし、たとえホール氏の卓越した技術や彼の望遠鏡の高い観測能力があったとしても、通常の状況下では火星の衛星を発見することはできなかったでしょう。そこで、1877年に起きた記念すべき火星の接近時を利用したのです。前述の通り、その時は火星が異常に地球に近づいていました。

もし火星に、月の大きさの100分の1程度の衛星があったなら、とっくに発見されていただろう。したがってホール氏は、もし衛星が存在するとしても、それは極めて小さな天体に違いないと考え、厳密かつ綿密な観測に備えました。状況はすべて好都合でした。火星は地球に可能な限り近づいており、ワシントンの巨大な望遠鏡も当時最も強力な反射望遠鏡でした。さらにワシントンの地理的な位置のおかげで、天文台からは火星が高い位置に見えました。1877年、イギリス協会がプリマスで会議を開いている間に、大西洋を越えて電報が送られてきました。ホール氏の努力には素晴らしい成果がもたらされたのです。彼は1つの衛星を発見することを期待していました。たとえ1つでも発見できれば、科学界全体が騒然となっただろう。しかし運命はホール氏に微笑みました。彼はまず1つの衛星を発見し、その後さらにもう1つを発見しました。そしてこれらの衛星と関連して、太陽系におけるユニークな事実も発見したのです。

外側にある衛星のデイモスは、30時間17分54秒の周期で火星の周りを公転している。一方、内側にある衛星のフォボスこそが、世界中の天文学者たちの特別な注目を集めてきた。火星は自転周期で軸の周りを回り、その長さは私たちの24時間とほぼ同じである。火星の内側衛星は7時間39分14秒で一周する。実際、火星が一度自転する間にフォボスは3回も火星の周りを回ってしまうのだ。この現象は太陽系では類を見ない。事実、私たちの知る限りでは宇宙全体でも類を見ない。地球の場合、月が1回公転する間に地球は27回自転する。木星や土星においてもある程度同様のことが言える。そして太陽と惑星からなる巨大な系では、最も速く動く惑星が1回公転する間にも太陽は何度も自転する。衛星が主星の自転よりも速く公転する例は他に知られていない。しかし、火星の衛星の異常な動きについては説明がなされている。これは現代天文学の重要な分野と関連しているため、後の章で再び触れることにする。

これらの衛星は非常に小さいため、直接その直径を測定することはできない。しかし、その明るさを観測することから、直径は20〜30マイルを超えることはなく、おそらくそれよりも小さいと考えられる。急速な動きのため、これら2つの衛星は火星上の観測者にとって何らかの特異な様相を呈するに違いない。フォボスは西から昇り、約5時間半で空を横切って東に沈む。一方、デイモスは東から昇り、2日以上も地平線上に留まる。

これらの衛星は主星の赤道直上の軌道を公転しており、一方は地表から4,000マイル未満、もう一方は約14,500マイルの高さにあるため、火星の極からは決して見ることができない。実際、フォボスを見るためには、観測者の位置の緯度が68度3/4分を超えてはならない。もしそうなれば、その衛星は主星の本体によって隠されてしまうのだ。

地球の赤道上数百マイルの高さを周回する物体を、私たちブリティッシュ諸島の人間が見ることができないのと同じように、火星でもそのような物体は見ることができないのだ。

衛星という興味深い話題から移る前に、文学的な観点から二点だけ触れておこう。ホール氏は、これら二つの衛星にどのような名前を付けるかについて、古典学者の友人たちに相談した。ホメロスに目を向け、『イリアス』の一節からデイモスとフォボスという名前が思いつかれたのだ。これらの人物は火星の従者であり、彼らが登場する箇所について、私の友人であるタイレル教授は次のように解釈している——

「火星は語り、恐怖と敗北とを呼び寄せて自らの馬を繋ぎ、そしてその鞍に輝きを与えた。」

火星の衛星に関する興味深い事実として、「ガリバー旅行記」を知っている人ならば馴染み深いものがある。ガリバーによれば、飛行島ラプータにいた天文学者たちは鋭い視力と優れた望遠鏡を持っていた。彼らは火星に二つの衛星があることを発見し、そのうちの一つは10時間で、もう一方は21時間半で火星の周りを公転していたという。作者は衛星の数について正確な推測をしただけでなく、公転周期についてもかなり正確に記述しているのだ！後者の推測に何が影響を与えたのかはわからない。数年前であれば、ラプータへの旅について書かれた文章を読んだどの天文学者も、それは馬鹿げていると言っただろう。火星に二つの衛星がある可能性は確かにあるが、そのうちの一つが10時間で公転しているなどと言うのは、誰も信じられない主張に他ならない。しかし実際の真実は、フィクションよりもさらに奇妙なものだったのだ。

さて、この美しく興味深い惑星についての説明をここで終えなければならない。まだ詳しく触れたい特徴も多いが、太陽系には火星よりも大きさや本質的な重要性において優れた天体が数多く存在するため、ここでやめざるを得ない。しかし、次に私たちが取り組むのは——

一度、巨大な惑星たちのところへ案内してください。火星の外側には数多くの天体があり、確かに小さいものですが非常に興味深いものです。これらを題材にして、次の章では十分な研究材料が得られるでしょう。

第十一章　小惑星
私たちの太陽系における小さな天体たち――ボーデの法則――太陽系内の空白域――探求の過程――ピアッツィによる発見――その小天体は惑星だったのか？――惑星が見えなくなる――ガウスが数学的に探索を試みる――惑星の再発見――これまでに知られている小惑星の数――探索すべき領域――小惑星を探すための図表の作成――小惑星がどのようにして発見されるか――小惑星の物理的性質――小惑星上の重力――ベルリンでの計算――小惑星が太陽までの距離を教えてくれる仕組み――観測の精度――それらの数値をどのように増やしていくか――ヴィクトリアとサッフォ――最も完璧な方法。

太陽や月、地球や金星、水星や火星についての章々では、巨大な天体の特徴や動きについて論じてきた。これらの天体の中で最も小さいのは月だが、それでも一方からもう一方までの距離は2,000マイルもある。小惑星というテーマに入る際には、私たちの太陽系にある巨大な天体と比べてごくわずかな大きさしかない天体が存在することを覚悟しなければならない。疑いなく、これらの小惑星は直径が数マイル程度のものもあれば、何十マイルもあるものもある。もし地球に近ければ、それらは目立つ、あるいは非常に美しい天体となるだろう。しかし、彼らはあまりにも遠くにいるため、最も高性能な望遠鏡を使っても特に目立つことはなく、肉眼ではほとんど見えない。

234ページにある各惑星の軌道図には、火星の軌道と木星の軌道の間に広大な空間があることが示されている。この広大な領域には他の惑星が存在しているに違いないとよく推測されていた。そして、私たちの太陽系の主要な惑星들の相対的な距離をかなり正確に示す驚くべき法則が発見されると、その考えはさらに強固なものとなった。0、3、6、12、24、48、96という数列を考えてみよう。この数列の各数値（2番目のものを除く）は前の数値の2倍である。

その前の数値です。これらにそれぞれ4を加えると、4、7、10、16、28、52、100という数列が得られます。このうち5番目の数（28）を除けば、これらはすべて太陽からの各惑星の距離と合理的な比例関係にあります。実際の距離は次の通りです――水星3.9、金星7.2、地球10、火星15.2、木星52.9、土星95.4。ボーデの法則として一般に知られているこの法則がなぜ成り立つのか、物理的な根拠はないものの、既知のすべての惑星において極めて正確に当てはまっているという事実から、28で表される距離に太陽の周りを公転する惑星が存在しないかと考える誘惑に駆られます。

18世紀末にはこのことが非常に強く感じられ、熱心な天文学者たちは未知の惑星を探すために共同で努力することを決意しました。その惑星が大きなものである可能性は低いように思われました。もしそうだったら、とっくに発見されているはずです。もし本当に存在するのであれば、その惑星とその軌道上に散在する無数の恒星とを区別する手段が必要でした。

この小さな惑星の探索は間もなく成功に結びつき、19世紀初頭の夜を天文学史上特別なものにしました。最初の既知の小惑星が発見されたのは、パレルモの澄んだ空の下にある天文台でした。この勤勉で優れた天文学者は、星々の中から惑星を見分け出すための巧妙な観測システムを構築していました。彼はある夜、状況に応じて50個前後の恒星を選び出し、子午線儀を使ってそれらの位置を測定しました。翌夜、または可能な限り早く、同じ装置を使って同じ方法で再びその50個の恒星を観測し、この一連の作業は2晩、あるいはそれ以上繰り返されました。観測結果を比較すると、各恒星の異なる夜における位置が4つ以上得られ、一連のデータが完成します。彼はこれらの観測を続けるほどの忍耐力を持っていました。

非常に多くの群れがあり、やがて彼はその努力に見合うだけの大きな成果によって報われることになった。

1801年1月1日、ピアッツィは159回目となる新たな天体の観測を開始した。その夜、彼の望遠鏡で50個の星が観測され、それらの位置が注意深く記録された。これらの天体のうち、最初の12個は間違いなく恒星であり、13番目の天体も同様に牡牛座にある8等級の恒星のように思われた。この天体の望遠鏡での姿は、それ以前や以後に観測された他のすべての天体と何ら変わりはなかった。翌夜、ピアッツィはいつものように再び50個の星全てを観測し、1月3日にも、4日にも同じことを繰り返した。そしていつものように、各天体の位置を4回ずつ集めてみた。そうすると、リスト上の13番目の天体が、他の天体や彼がこれまでに観測したすべての恒星とは全く異なるものであることがすぐに明らかになった。この謎めいた天体の位置はすべて異なっており、言い換えれば、それは動いているのである。したがってそれは惑星だった。

数日間の観測だけで、後にセレスと呼ばれるこの小さな天体が太陽の周りをどのように公転しているか、また火星と木星の軌道の間の空いた領域をどのように移動しているかが明らかになった。実に、この発見は大きな関心を呼び起こし、天文学の進歩に大きな影響を与えた。私たちの太陽系にある壮大な惑星たちは、今や太陽から与えられる恩恵を分かち合う、はるかに卑しい存在を認めざるを得なくなったのである。

ピアッツィがさらにいくつかの観測を行った後、その天域を観測できる季節は過ぎ去り、新しい惑星も当然見えなくなった。数ヶ月後には、再び夜になると同じ天域が地平線上に現れ、星々も以前と同様に見えるだろう。しかし、その惑星は動き続けており、次の季節が来る頃にはどこか遠い場所へと移動してしまい、再び他の星々と混同されることになるのだ。

それによく似ていた星々。では、惑星が見えなくなる期間中にどうやってその姿を追い、再び観測可能な距離に戻ったときにそれを特定するのか？

この困難さは天文学者たちの注目を集め、ピアッツィの発見が忘れ去られることのないよう、惑星の位置を再び突き止める方法を探し求めた。ガウスという名の若いドイツ人数学者は、この問題を解決することに成功し、輝かしいキャリアの幕を開けた。先に述べたように、惑星は太陽の周りを楕円軌道で回り、太陽はその曲線の焦点に位置している。惑星の3つの位置がわかれば、その惑星が動く楕円が完全に決定されることが証明できる。ピアッツィは毎回、その時点での惑星の位置を測定していた。この情報はガウスの手元にあり、彼が解決すべき問題は次のように述べられる。3晩分の惑星の位置がわかっている場合、これ以上観測を行わずとも、数ヶ月後の特定の日に惑星がどこにいるかを予測する必要がある。ケプラーの法則に基づく数学的計算によってこの問題は解決可能であり、ガウスはそれに成功した。ガウスは、天文学者の望遠鏡では惑星が見えなくなる期間中にはその姿を捉えることはできないものの、数学者の筆ならば絶対的な正確さをもってそれを追跡できることを示した。したがって、季節が変わって再び観測が可能になると、探索が再開された。望遠鏡はガウスの計算で示された地点に向けられ、そこには小さなセレスがあった。再発見されて以来、この惑星は数学的推理の範囲内に完全に閉じ込められ、1年のあらゆる夜におけるその位置を、月や私たちの太陽系の大きな惑星を観測する際に得られる精度に近い正確さで示すことができるようになった。

1つの小惑星が発見されるとすぐに同様の成果が続き、7年以内にパラス、ジュノー、ベスタが太陽系に加わった。これらすべての天体の軌道は火星と木星の軌道の間にあり、長年にわたってそうであったようだ。

かつては、私たちの太陽系はもう完成していると思われていました。しかし40年後、再び系統的な研究が始まりました。次々と新しい惑星がリストに加えられ、発見される惑星の数は徐々に増えていき、1897年にはその総数は約430個に達しました。これらの惑星が太陽系内でどのように分布しているかは、図55に示されている通りです。天文学用望遠鏡の改良や、この興味深い研究に熱心に取り組んだ天文学者たちの努力により、こうした小さな天体を探し出すための特別な観測方法が生み出されました。

すべての大きな惑星が天球を移動する軌道は、太陽が星々の間を進む軌道、つまり黄道とほぼ一致していることが知られています。したがって、小さな惑星も同じ大きな軌道をたどり、順番に黄道帯の各星座を通過していくと考えるのが自然です。確かに、一部の小惑星は太陽の軌道からかなり外れて移動していますが、大多数はおおよそその近くを移動しています。この点により、新しい惑星を探す作業が簡単になります。調査すべき範囲は天球のある特定の領域に限られますが、天球の他の部分まで調査範囲を広げても、特に利点はありません。

次のステップは、この領域にあるすべての恒星を記載した地図を作成することです。これは非常に大変な作業です。大型望遠鏡で見える恒星の数は非常に多く、狭い範囲内にも数万個、場合によっては数十万個もの恒星が含まれています。実際、現在知られている多くの小惑星は極めて微小な天体であり、非常に強力な望遠鏡を使わないと見ることができません。また、それらを発見するためには、最も暗い恒星でさえも記録されている地図を使用する必要があります。多くの天文学者がこうした地図の作成に協力してきました。その中には、ウィーンのパリサが自ら作成した地図を使って83個の小惑星を発見した人物や、ニューヨーク州クリントン出身の故ピータース教授が同様の方法で49個の小惑星を発見した人物もいます。

図55――火星と木星の間にある小惑星帯。

新しい惑星を探そうとする天文学者は、真夜中に天球上で子午線上にある太陽の進路の部分に望遠鏡を向ける。もしそこにあれば、成功の可能性がある。なぜなら、その場所はその天体がその軌道上の他のどの場所よりも地球に近い位置だからだ。彼は自分の星図と天体を注意深く比較し、通常は天球上の星々と星図上の星々が一致していることがわかる。しかし時には、天球上のある点が星図に載っていないことがある。彼はすぐに注意を向け、その天体を注意深く追跡し、もし動いていれば……

それは惑星だ。しかし彼には、本当に新天体を発見したのかどうか確信が持てない。間違いなく惑星を見つけたのだが、それが既に知られている多数の惑星のうちの一つである可能性もある。この点を明らかにするためには、さらなる、時には非常に骨の折れる調査を行わなければならない。ベルリン年報やその他の惑星の星表を調べ、その中のどの惑星がその夜にその位置にいた可能性があるかを確認しなければならない。以前に発見された天体がそこにいるはずがないと確認できれば、彼は天文学者の同僚たちに太陽系の新しい構成要素の発見を報告する資格が得られる。より重要な小惑星はすでにずっと前に発見されているのはほぼ確実だ。最近追加されたものは、一般的には小型望遠鏡では観測不可能な極めて小さな天体である。

1891年以降、先ほど説明した小惑星探索法は、はるかに優れた方法に取って代わられ、ほとんど使われなくなった。天球の図を作成するために写真撮影を利用することが可能であることがわかったのだ。写真乾板を望遠鏡内で空の特定の領域に対して、非常に暗い望遠鏡用の恒星の像が残るほど十分な時間露光する。カメラを動かす時計が地球の自転にできるだけ正確に同期して動くように注意しなければならず、そうすれば固定星は乾板上に鋭い点として現れる。乾板を現像した際に恒星が尾を残しているのが見つかれば、その恒星は露光中（通常数時間）に独自の運動をしていたに違いない。言い換えれば、それは惑星に違いない。より確実にするために、短い時間隔を置いて同じ領域の写真をもう一枚撮る。最初の乾板上の尾のあった場所が今は空っぽであり、一方で二枚目の乾板上には最初のものと一直線上に新たな尾が現れている場合、それが真の惑星の存在を示す証拠であり、乾板上の何らかの汚れや偶然にも非常に近接していた小さな恒星によって誤った判断を下しているわけではないことに疑いの余地はない。ハイデルベルクのヴォルフや、彼に続いてニースのシャルロワは、この方法によって多数の新しい小惑星を発見し、また観測不足によって見失われていた多くの小惑星も再発見した。

1898年8月13日、ベルリンのウラニア天文台に所属するG・ヴィット氏が写真法によって新しい小惑星を発見しました。当初、この天体は、それ以前に発見されていた432個の小惑星に加わる、特に重要でない存在と見なされていました。通常通り、単純なアルファベット順に基づく仮符号が与えられました。ヴィット氏が発見したこの小惑星に付けられた一時的な名称は「D Q」でした。しかし現在では、正式な名前がこの仮符号に取って代わっています。ヴィット氏は自分が発見した小惑星に「エロス」という名前を付けました。これは天文学者たちによって正式に受け入れられ、今後永遠にこの小惑星はその名で知られることになります。

エロスの発見が近年の天文学において最も注目すべき出来事の一つとなった理由は、この小惑星が地球に最も近づく稀な機会に、火星が到達しうる距離よりも、さらには金星が到達しうる距離よりも、そして他のどの既知の小惑星よりも地球に近づくからです。このため、エロスは全天の中で最も近い惑星隣人という特別な位置を占めることになります。特定の状況下では、地球までの距離が太陽と地球の平均距離の7分の1を超えないこともあります。

小惑星の物理的構成や表面の性質については、私たちには全く何もわかっていません。可能性としては、これらの小惑星も地球のような球体で、大陸や海洋によって構成されているのかもしれません。直径がわずか数マイルに過ぎないような天体に生命が存在するとしても、その生命は私たちが知っているものとは全く異なるものに違いありません。水が存在しない可能性や、呼吸に適した密度・成分を持つ大気が存在する可能性が極めて低いという問題はさておき、重力自体が、地球に適応した有機生命体が小惑星上に住むことを妨げるでしょう。

この点を説明するために、直径が8マイル、つまり地球の直径の千分の一程度の小惑星を想定してみましょう。さらに、その小惑星の構成物質が地球の物質と同じ性質のものだと仮定します。

その惑星の表面における重力が、地球の重力の千分の一に過ぎないことを証明するのは容易である。したがって、もしその物体を地球からその惑星に移した場合、地球上での重さは千分の一にまで減少するだろう。通常の秤ではこれは判明しない。普通の秤では、一方の皿に重りを置き、もう一方の皿に測定したい物体を乗せて重さを測定するのだが、この方法ではどこでも物体の重さは同じになる。なぜなら、物体の重力が変われば、対抗する重りの重力も同じ割合で変わるからだ。しかし、弾性計を使って測定すれば、その違いはすぐに明らかになり、重りを持ち上げるのに必要な力も千分の一になる。地球で1ポンドの重さを持ち上げるのと同じ力で、その惑星の表面から1000ポンドの重さを持ち上げることができるのだ。これがもたらす効果は非常に驚くべきものである。

月についての説明の中で（103ページ）、投射体を発射して、それが一度出発した惑星に二度と戻ってこないようにするために必要な速度を計算できると述べた。私たちはこの考え方を応用して、月がかつて持っていたかもしれない大気を完全に失った理由を説明した。

説明のために、すべての惑星の密度が同じだと仮定すると、各惑星における臨界速度を表す法則は簡単に導き出せる。実際、それはその惑星の直径に正比例するのだ。例えば、地球の直径の千分の一、つまり約8マイルの直径を持つ小惑星の場合、臨界速度は秒速6マイルの千分の一、つまり約秒速30フィートになる。これは通常の基準と比べると低い速度である。子供でも簡単にボールを15〜16フィートの高さまで投げ上げることができるが、その高さまでボールを運ぶためには秒速30フィートの速度で投げなければならない。直径8マイルの惑星の上に立つ子供がボールを垂直に上に投げると、そのボールは驚くほど高い場所まで飛んでいくだろう。もし最初の速度が秒速30フィート未満だったら、ボールはやがて動きを止め、回転し始め、落下してしまうだろう。

徐々に速度が上がり、ついには投げ出された時と同じ速さで地表に戻ってきた。もし元の速度が秒速30フィート以上だった場合、その球体は二度と戻ってこないままどんどん高く飛んでいくだろう。将来の章では、再びこのテーマに触れる必要がある。

小惑星の中には、高性能な望遠鏡を使えばかなり大きなサイズの円盤状に見えるものもあり、マイクロメーターを用いてその大きさが測定されている。リック天文台の故バーナード教授は、最初に発見された4つの小惑星の直径を次のように算出した。

485　セレス　マイル
304　パラス　マイル
118　ジュノー　マイル
243　ベスタ　マイル

しかし、ジュノーの値は非常に不確かであり、実際の小惑星の多くはここに示されている数値よりもはるかに小さい。観測によって火星の運動に対するこれらの小惑星全体の影響の大きさが明らかになるため、ある計算を通じてすべての小惑星の総質量を推定することが可能である。この方法によりル・ヴェリエは、これらの小惑星の総質量は地球の質量の約4分の1程度に違いないと結論づけた。ハーザーはより改良された方法で同様の調査を行い、地球の質量の6分の1という値を導き出した。現在知られているすべての小惑星の総質量が、これらの計算結果が示す値のごくわずかな割合に過ぎないことに疑いの余地はない。したがって、非常に多数の小惑星が存在しなければならないと結論できる。

まだ天文台で発見されていない惑星たち。これらの未知の惑星は極めて小さいものに違いない。

この一群の天体の軌道は、大きな惑星たちの軌道とは著しく異なる特徴を持っている。そのうちのいくつかは地球の公転面に対して30度の角度で傾いており、大きな惑星たちの軌道傾斜角は数度以下に過ぎない。小惑星の軌道の中には非常に細長い楕円形のものもあり、一方、大きな惑星たちの軌道はもちろんほぼ円形から外れることはない。これらの小さな天体が太陽の周りを回る公転周期は3年からほぼ9年まで及ぶ。

小惑星の数が大幅に増加したことは、この分野に尽力してきた天文学者たちの熱意に報いるものとなった。彼らの成果により、「ベルリン年鑑」のコンピューターを使った膨大な作業が必要となった。この有益な業務は、我が国の「航海暦」や他国の同様の出版物では果たされていない役割を担っている。熟練したコンピューター操作者たちは、小惑星の動きに関する詳細な情報を「ベルリン年鑑」に提供することを自らの任務としている。わずかな観測データが得られるやいなや、その小さな天体は数学者の確実な把握下に入り、彼は今後数年間にわたるその軌道を予測することができる。既知のすべての小惑星に関する情報は、この年鑑の各年版に記載されている。

発見の進展はあまりにも急速であるため、こうした予測を作成するために必要な労力は今や莫大なものとなっている。多くの小惑星は非常に暗く、他にも興味を引く点がないため、これらの天体の軌道計算に費やされている天文学的労力の一部をより有益な用途に振り向けるべきだという意見に同意したくなる天文学者もいる。そのためには、あまり興味深くない小惑星たちをすべて放置し、誰にも見守られずにその軌道を進ませておけばよいのだ。

望遠鏡を使って、あるいはより正確な数学的計算機のデータによっても行うことができる。

私たちの太陽系を支配する太陽は、小惑星を構成する小さな天体たちをも同じように丁寧に導く。特定の時期には、その中のいくつかが地球に十分近づいてくるため、太陽系の大きさを測定することに特に関心を持つ天文学者たちの注目を集める。これらの観測はかなり高い精度で行うことができ、また必要に応じて何度でも繰り返すことが可能だ。その結果、これらの小天体の中には、金星や火星よりも正確に地球から太陽までの距離を示す役割を果たす可能性があるため、天文学上重要な意味を持つものもある。しかし、最も小さい小惑星들はこの目的には適しておらず、強力な望遠鏡でしか見ることができず、必要な精度で測定することもできない。また、観測対象となる小惑星はできるだけ地球に近い位置にある必要があるのも明らかだ。好都合な条件下では、一部の小惑星は地球に太陽までの距離の約4分の3ほどの距離まで接近してくる。こうした様々な条件により、この目的に利用できる天体の数はおよそ12個程度に限られ、通常は毎年1つか2つが適切な位置に来る。

太陽までの距離を測定する上で、小惑星を利用するこの方法には疑う余地のない利点がある。望遠鏡の中では小惑星自体はごく小さな星のような点に過ぎず、測定はその小惑星から近くに見える恒星までの距離を基に行われる。ここで、言及されている観測の性質について少し説明する必要があるかもしれない。小惑星から恒星までの距離と言っても、おそらく最も一般的に理解されている意味ではない。つまり、小惑星と恒星の間の直線距離を実際に測定するという意味ではないのだ。たとえそれが可能だとしても、それは後ほど恒星間の距離について説明する際に述べるような、長期にわたる一連の観測の結果に過ぎない。ここで言及されている測定はより単純なもので、単に…を確認するためのものだ。

天体の見かけ上の距離は角度で表される。この角度測定は線形測定とは全く性質が異なり、実際、これら二つの方法では一見矛盾しているように思える結果が得られることもある。

例として、プレアデス星団や大熊座を構成する恒星群を挙げることができる。後者は大きな星団であり、前者は小さな星団だ。しかし、なぜここで「大きい」「小さい」という言葉が適切だと考えるのか？大熊座の各恒星対は目から大きな角度をなし、一方、プレアデス星団の各恒星対は小さな角度をなす。そして、天文学的測定の直接の対象となるのはまさにこれらの角度である。二つの恒星の距離と言うとき、それは目からそれぞれの恒星へ向かう二本の線によって囲まれる角度のことを意味する。これが私たちの観測機器が測定できるものであり、線形な大きさについては何の言及も含まれていない。実際、もし実際の寸法について言及するならば、プレアデス星団が大熊座よりもはるかに大きな星団であり、後者の見かけ上の優位性は単に我々に近いためだけだという可能性も十分にある。これらの角度測定の中で最も正確なものは、二つの恒星、あるいは二つの星のような点が非常に近接しており、望遠鏡の一つの視野内に収まる場合に得られる。このような場合、天文学者は特別な装置を用いることで、はっきりとした特徴を持たず、見かけ上の距離がより遠い天体を測定する場合には到達不可能な精度を観測結果に与えることができる。したがって、星から離れた小さな星のような惑星の距離を決定することは、非常に高い精度を特徴とする。

しかし、この手法によって太陽系の規模を決定することを支持する、もう一つの、おそらくより重要な論拠がある。小惑星法の真の強みは、観測の個々の精度にあるというよりは、むしろこの手法の性質上、多数回の繰り返し観測を結果に集中させることができるという点にある。もちろん、観測の精度について語るとき、それが完全に誤差から自由であるとは決して想定されないことは理解されるだろう。誤差は常に存在し、たとえそれが小さいものであっても、

測定すべき量は極めて微小であり、本質的に無視できるほどの誤差であっても、全体においてかなり大きな割合を占める可能性がある。このような誤差の影響を抑える方法の一つは、多数の観測値の平均を取ることである。これこそが小惑星法の価値の真の源泉だ。金星の通過のような稀な現象が起こるのを待つ必要はない。毎年、この方法を適用できるほど地球に十分近づいてくる小惑星が1つ以上現れる。各小惑星が持つさまざまな状況や、それに対して行える多種多様な観測によって、さらに誤差を排除することができる。

天空中には至る所に無数の微小な恒星が点在しており、小惑星もまた恒星に似ているため、常にその周囲に何らかの恒星が存在することになる。小惑星の動きはよく知られているため、観測する各夜においてそれがどこにいるかを予測することができる。このため、地球上のさまざまな場所にいる観測者たちと、各夜に行うべき観測内容について事前に調整することが可能になる。

ギル博士の提案に基づき、この方法をその重要性に見合った規模で実施しようという試みがなされた。1888年と1889年には、イリス、ヴィクトリア、サッフォという小惑星が地球に非常に近づいてきたため、南北両半球で同時に測定を行う手配がなされた。観測が始まる数ヶ月前には、すでに計画が完全に立てられていた。この研究に参加した各観測者には、各夜に使用する恒星が事前に通知されていた。ケープタウンであれ英国であれ、地球上のどの場所から見ても恒星の位置は全く変わらない。彼らの距離はあまりにも遠大であるため、地球上での位置の変化によってもその位置はほとんど変わらない。しかし小惑星の場合は異なる。小惑星と恒星との距離の百万分の一にも満たないため、ケープタウンから見たときとヨーロッパから見たときの小惑星の位置のずれは測定可能な量となる。

私たちが求める値は、北半球で行われる測定結果と南半球で行われる測定結果を比較することによって得られるものである。2つの場所での観測は、経過した時間における惑星の動きを考慮しつつ、可能な限り同時に行われなければならない。各観測結果の誤差を排除するためにあらゆる配慮がなされているが、それでもやはり私たちは北半球の観測者が行った測定結果と、何千マイルも離れた場所で異なる観測器具を使って別の観測者が行った測定結果を比較しているのである。しかし、この点においても金星の通過を観測する場合と比べて不利になることはない。

しかし、この反論さえも克服することができ、そうすれば小惑星法は他の方法よりも疑いようのない優位性を持つことになる。もし、北半球で良い夜に一連の観測を行った天文学者が、観測器具一式を携えて即座に南半球の観測所に移動し、そこで再び観測を行えるようにできれば、この困難は解決されるだろう。これと同等の手法は、何か特別な手段を用いることなく実現可能であり、これこそが私たちが知っている中で最も完璧な太陽距離測定法である。この方法は既にギル博士によってジュノーの場合に成功裏に適用されており、他の多くの小惑星においてもさらに好都合な条件が整っている。

例えば、地球から70,000,000マイルもの距離まで接近することがある小惑星を考えてみよう。衝に近づく頃、熟練した観測者を赤道付近の適切な場所に配置する。彼が使用すべき観測器具とは、ヘリオメーターとして知られる、機械的・光学的手法の見事な成果である。[20] これは、ファイラー微分計では測定不可能なほど遠く離れた物体間の角度距離を測定するのに利用できる。測定は、惑星が十分に高く昇ってはっきりと見えるようになった夕方に行われる。その後、観測者と観測所は地球の反対側に移動される。これはどうやって行うのか？いや、むしろ、どうすればそれを防げるのかと言った方がいい。地球は自転しているのだから、数時間のうちに

赤道上にある観測所が、何千マイルもの距離を移動しながら観測を行うのでしょうか？夜明けが近づくと再び観測が行われます。すると、その惑星が恒星들に対してかなり大きく位置を変えていることがわかります。これは一部は惑星自体の運動によるものですが、地球の自転によって生じる視差による影響も大きく、その値は最大で20秒角にも達することがあります。ヘリオメーターを使って一晩で行う測定の平均誤差は、1/5秒角を超えてはならず、衝の時期には約25晩ほど観測を行えば十分だと考えられます。このようにして4回の測定を行えば、太陽までの距離を、全距離の千分の1以下の不確実性で求めることができるでしょう。この手法における主な困難は、夕方の観測と夜明けの観測の間に惑星が動いてしまうことです。この問題は、惑星が通過する恒星群に対する惑星の位置を継続的かつ繰り返し正確に測定することによって回避できます。

1897年にケープ天文台でギル博士の指導のもとに発表された重要な研究成果により、アイリス、ヴィクトリア、サッフォという恒星を用いた観測の最終結果が得られました。それによると、地球の赤道半径が太陽の中心に対してなす角度は、平均距離において8´´·802という値になります。地球の赤道半径の最も正確な値を用いると、太陽の中心から地球の中心までの平均距離は92,870,000マイルとなります。これはおそらく、これまでに行われた太陽系の規模に関する測定の中で最も正確なものでしょう。

第十二章　木星
木星の巨大なサイズ――その直径と地球の直径との比較――
惑星の寸法と軌道――自転――木星の質量と体積との地球との比較――木星の相対的な軽さ――その説明――
木星はおそらく依然として高温状態にある――木星の帯――表面の斑点――各斑点の自転周期の違い――木星上の嵐――木星は発光していない――衛星たち――その発見――望遠鏡で見た姿――それらの軌道――食と掩蔽――通過中の衛星――光速の発見――この速度を実験的にどのように測定するか？――木星の衛星の食による太陽までの距離の算出――木星の衛星がコペルニクスの天体論を証明する。

太陽系を構成する美しい天体群を探求する過程で、私たちは太陽から徐々に外側へと進んできた。この方法に従えば、今や私たちは壮大な惑星である木星に到達した。木星は、先ほど考察した小惑星たちの軌道のすぐ外側を、堂々とした軌道で進んでいる。実に、これらの小さな球体と木星という巨大な球体との間には大きな対照がある。もしも私たちが少し異なる扱い方を採用していたら――例えば、太陽系の各天体をその大きさの順に議論していたら――小惑星たちは最後に扱われ、最も大きな天体は木星となっていただろう。この地位において、木星は他のどの天体にも匹敵するものはない。次に大きい美しく興味深い土星でさえ、はるかに及ばない。天王星や海王星に到達するには、さらに大きさの順位が下がらなければならず、地球を含むより小さな惑星群に到達するには、さらに一段階下がらなければならない。木星は他の天体たちを圧倒的に凌駕しているため、たとえ土星に太陽系の他のすべての天体を合わせたとしても、その総質量は依然として木星の巨大な質量には及ばないのである。

隣の図（図56）は、木星と地球の相対的な大きさを示しており、単に図56だけを見るよりも、木星の巨大な体積をより鮮明に感じ取ることができる。木星の体積を正確に推定するための数値データも示されている。しかし、これらの数値を読者に先に示す必要があるため、本章の冒頭でそれを記述する。

木星は太陽を焦点とする楕円軌道を描きながら公転しており、平均距離は4億8300万マイルである。したがって、木星の軌道の直径は地球の軌道の直径の約5.2倍にもなる。木星の軌道の形状は円から大きく外れており、太陽からの最も遠い距離は5.45倍、最も近い距離は約4.95倍であり、地球の太陽からの距離は1としている。木星が冲にある最も観測しやすい状況でも、依然として地球からの距離は地球の太陽からの距離の約4倍になる。この巨大な天体はまた、「惑星が太陽から遠ければ遠いほど、その公転速度は遅くなる」という法則を示している。地球が毎秒18マイル進むのに対し、木星はわずか8マイルしか進まない。この二つの理由から、外側の惑星が1回転するのに要する時間は地球の公転周期よりも長くなるのである。外側の惑星は……

地球よりも長い軌道を回るが、速度はそれほど速くない。そのため、木星が天を一周するのにかかる時間は4,332.6日であり、これは12年よりも約50日短い。

この巨大な惑星の平均直径は約87,000マイルである。ここで平均直径と言うのは、木星の赤道直径と極直径には顕著な差があるからだ。すでに地球の場合にも同様の差が存在し、極直径の方が赤道直径よりも短いことがわかっている。しかし、これら二つの寸法の差は地球よりも木星の方がはるかに大きい。木星の赤道直径は89,600マイルであるのに対し、極直径は84,400マイルに過ぎない。これらの数値からわかる木星の楕円率は、精密な測定を行わなくても明らかに非常に大きい。この惑星は最も短い直径を中心に回転しており、その球体の大きさを考えれば、その回転速度は極めて速いと言える。1回の回転には約9時間55分かかる。

当然、木星の自転周期と、24時間というはるかに遅い地球の自転周期を比較することができる。地球の赤道と木星の赤道上の物体が実際に移動する相対速度を考慮すると、その違いはさらに際立つ。木星の直径は地球の約11倍であるため、木星の赤道上の速度は地球のそれの約27倍になるはずだ。木星の異常なほどの楕円率は、間違いなくこの高い回転速度に起因するのである。急速な回転によって大きな遠心力が生じ、それが木星を構成する柔軟な物質を膨らませているのだ。

私たちの知る限り、木星は固体ではない。これは重要な事実であり、したがってこの問題について少し詳しく論じる必要がある。なぜなら、ここではこの巨大な惑星と、これまで私たちの注目を集めてきた他の惑星との間に大きな違いが見られるからだ。既に示された測定値から、木星の質量や体積を簡単に計算することができる。その結果、この惑星の体積は地球の約1,300倍であることがわかる。

地球ほどの大きさだ。言い換えれば、地球と同じ大きさの球体1,300個をすべて重ね合わせて初めて、木星ほどの大きさの球体ができる。

もし木星を構成する物質が地球の物質と類似した性質を持っているなら、その惑星の質量は、体積比にほぼ応じて地球の質量を上回ると予想される。これこそが今、検証が試みられている問題である。ここですぐに浮かぶ疑問は、どうやって木星の質量を測定するのかということだ。私たちが立っている地球の重さを測ることさえ簡単ではない。では、地球よりもはるかに大きく、何億マイルも離れた場所にある巨大な惑星の重さを、どうやって測定できるのだろうか。実に大胆な問題だ。しかし人類の知的能力は、このような天文学的な業績を成し遂げるのに十分であった。確かに、その巨大な惑星の重さを測定するための巨大な秤を実際に作ることはできないが、必要な情報をもたらす特定の自然現象を利用することができるのだ。

このような研究は万有引力の法則に基づいている。木星の質量は太陽系内の他の物体を引き寄せる。この引力の効果は特に、惑星の近くにある物体において顕著に現れる。この引力によって、それらの物体は一定の運動を行う。私たちは望遠鏡を使ってその運動の様子を観察し、その大きさを測定し、それらの観測結果からその運動を引き起こしている物体の質量を計算することができる。これが、惑星の質量を調べるための唯一の方法である。実際に適用するのは困難かもしれない——必要な観測だけでなく、その観測結果をもとに行われる複雑で高度な計算も原因だ——しかし少なくとも木星の場合には、結果に不確実性はない。

我々の太陽系で最も大きな惑星である木星の場合、その周囲を取り巻く美しい衛星群のおかげで、この課題は特に単純化される。これらの小さな衛星たちは木星の引力のもとで公転しており、その運動は

現在の目的でそれらを利用することが妨げられないようにしなければならない。木星の衛星たちの観測によってこそ、その引力の大きさを測定し、ひいてはこの巨大な惑星の質量を算出することが可能になるのだ。

力学の原理に特に詳しくない人々にとっては、このような方法がどれほど高い精度を持つかを理解するのは難しいかもしれない。しかし、木星の衛星たちが木星の質量を教えてくれており、全質量の千分の一ほどの誤差すら生じていないことは疑いようがない。さらなる裏付けが必要だとしても、それは十分に存在する。小惑星が時折木星の軌道に近づき、その引力を受ける。その結果、小惑星は軌道から外れざるを得ず、その偏差の大きさを測定することができる。その測定値から、計算によって木星の質量を求めることができるが、その計算過程についてはここでは説明することはできない。この方法で求められた木星の質量は、衛星を用いた全く異なる方法で得られた質量と一致している。

また、この問題に関して天文学の力を尽くしたわけでもない。惑星系を捨てて、惑星の軌道を駆け抜けながら時折大きな、時には甚大な摂動を受ける彗星の助けを借りることもできる。今のところ、冒険心旺盛な彗星が木星に十分近づき、その引力によって大きく摂動を受け、その変化した運動から自分たちが受けた影響の大きさを示した例が一、二回あったと述べておけば十分だ。木星の衛星、小惑星、そして彗星――これらすべてがこの巨大な惑星の質量を示しており、すべてが同じ結果を示している（少なくとも極めて狭い範囲内で）ので、我々の太陽系で最も大きな惑星の質量が正確に決定されていると断言しても間違いない。

これらの測定結果をここで示さなければならない。もちろん、それらは木星が太陽に比べてはるかに小さいことを示している。実際、重さが等しい球体を作るためには、約1,047個の木星を一つにまとめなければならないのだ。

日曜日。彼らはまた、木星の重さに対抗するためには、地球と同じ重さの球体が316個必要だと示している。

これにより、木星が非常に巨大な天体であることは疑いようがない。しかし注目すべき点は、木星の重さが地球の316倍もあるということではなく、それほど大きくないということだ。私たちは先に、木星の大きさが地球の1,300倍もあると述べたではないか。ではなぜ重さはわずか316倍しかないのか？これは、木星と地球の構成に何らかの根本的な違いがあることを示唆している。この違いをどう説明すればよいのか？二つの説明が考えられる。第一に、木星が地球では部分的または完全に未知の物質で構成されていると考えることができる。しかし、それよりも哲学的であり、証拠にも合致する別の仮説がある。確かに、木星上の基本物質が何であるかについてはほとんど何も知られていないが、現代天文学の偉大な発見の一つが、宇宙の他の天体に存在する基本物質について何かを教えてくれ、それらが大部分、地球上の基本物質と同一であることを示している。もし木星が地球上のものに似た物質で構成されているのであれば、その大きさと質量の差を説明する方法は一つしかない。おそらく、この議論を最もよく表現する方法は、地球自体の遠い歴史を振り返ることにあるだろう。なぜなら、無数の時代前の地球の状態が、現在の木星の状態を予示していた可能性も否定できないからだ。

前の章では、地球がかつての極めて高温だった状態からどのように冷却してきたかを指摘した。さらに過去を振り返るほど、地球はより高温だったように思われる。十分に遠い時代まで遡ってみると、かつては表面で生命が存在することさえ不可能なほど高温だったに違いない。さらに古い時代には、水が地球の表面に留まることさえできないほどの高温だった。したがって、信じがたいほど遠い時代には、現在海底にあるすべての海や、おそらく現在固体となっている地殻のかなりの部分も、ある状態にあったに違いない。

水蒸気。地球がこのように変化しても、その質量は変わらない。なぜなら、物質の重さは温度に関係なく同じだからである。しかし、地球の大きさはかなり大きく変わってしまうだろう。もしこれらの海が水蒸気に変わったなら、巨大な雲に満ちた大気の体積は、現在の数百倍にもなるだろう。遠くの惑星から見れば、雲に覆われた大気が地球の見かけ上の大きさを示し、その平均密度も現在よりはるかに低く見えるだろう。

これらの考察から明らかなように、もし木星が今日、無数の時代前の地球と同様に非常に高温な状態にあると仮定すれば、地球と比較した際の木星の大きさと重さの間の矛盾は完全に解消されるだろう。この主張を裏付ける要素は至る所に存在する。私たちは、月の火山が活動を止めて静まり返った理由として、月の小ささを挙げてきた。同様に、木星と比べて地球が小さいことが、木星が依然として元々持っていた熱の大部分を保持している一方で、より小さい地球はその熱のほとんどを失ってしまった理由となる。他の惑星も比較に加えることで、この主張はさらに明確になり、強化される。一般的に、地球や火星のような小さな天体は高密度を持ち、それは低温を示唆している。一方、木星や土星のような巨大惑星は低密度であり、彼らが依然として元々持っていた熱の大部分を保持していることを示している。「元々の熱」という表現は、もっと正確な言葉がないために使っているのだが、これは私たちが太陽の熱を指しているわけではないことを意味している。実際、外側にある巨大な惑星들は、太陽に近い惑星들に比べてはるかに少ない量の太陽熱しか受け取っていない。その元々の熱がどこから来たのかは、依然として推測の域を出ない問題である。

木星に関するこれらの見解を完全に裏付けるためには、その表面を顕微鏡で詳細に観察する必要がある。幸いなことに、木星の大きさは非常に大きいため、たとえ……

1年の日数よりもはるかに長い何百万マイルもの距離にあるにもかかわらず、その表面にはいくつかの顕著な特徴を追跡することができる。

図版XIには木星の異なる姿を4枚示している。これらは1897年にグリフィス氏がこの偉大な惑星の素晴らしい絵画群から描き出したものである。最初の写真は、1897年2月17日のグリニッジ時間10時20分に、強力な屈折望遠鏡を通して見た木星の様子を示している。この図からすぐに、木星の輪郭が明らかに楕円形であることがわかる。通常、惑星の表面にはここに示されているような特徴的な帯状模様が見られる。これらの帯は互いに、また惑星の赤道に対してもほぼ平行に並んでいる。

木星を数時間観測すると、これらの帯の様子にはある程度の変化が生じる。これは部分的には惑星が自転するためであり、5時間も経たないうちに最初に見た半球は完全に姿を消し、元々反対側にあった半球がその代わりに現れるのである。しかし、このような変化に加えて、惑星上の帯やその他の特徴も非常に変動しやすい。時には新たな筋や模様が現れ、古いものは消えてしまう。実際、木星を詳しく調べてみると、そこには永続的な特徴が全く見当たらないという驚くべき事実が明らかになる。ここで私たちはすぐに木星と火星の対照性に気づかされる。小さな火星では主要な地形の輪郭はほとんど変わらず、かなり正確な詳細度で表面の地図を作成することが可能だ。しかし木星の地図を作成することは不可能であり、今夜私たちが描く木星の姿は、数週間後に同じ半球を描いた姿とは異なっているだろう。

ただし、時折惑星上に帯よりも持続性の高いように見える物体が現れることがある。特に1878年以来、木星の南半球において非常に顕著な特徴として知られている「大きな長方形の赤い斑点」と呼ばれる物体を挙げることができる。観測者たちから大いに注目を集めてきたこの物体は、長さが約3万マイル、幅が約7,000マイルである。

バーナード教授によると、木星の斑点が古くなるほど、赤みを帯びてくる傾向があるとのことだ。

これにより、私たちが木星の表面を見ているのは固体ではないという結論が必然的に導かれる。もし私たちが見ているのが、透過不可能な密度を持つ雲に満ちた大気層に過ぎないのであれば、その惑星の表面特徴に一貫性がないことも理解できる。特に帯状の領域はこの見解を裏付けており、私たちはすぐに地球の赤道帯を思い起こす。地球から十分に遠く離れてその姿を正確に観測できる者であれば、木星のものに似た、ほぼ完璧な雲帯がその表面に存在することを発見する可能性も決して低くない。地球の姿は、いわば木星や火星の姿の中間的なものとなるだろう。後者の場合、惑星の恒久的な表面特徴は、表面を漂う雲によってごくわずかしか隠されていない。一方、地球は常に部分的に、そして多くの場合はかなり広範囲にわたって雲に覆われているが、木星は常に完全に雲に包まれているように見える。

別の観測からも、少なくとも表面上は木星が固体ではないという重要な事実が明らかになる。惑星が自転軸を中心に回る周期は、特定の目印を観測することによって求められる。これらの目印は十分に明確で、安定しているため、この目的に適している。仮にこれらの目印の一つが惑星円盤の中心にあるとする。その位置を正確に測定し、時間を記録する。時間が経つにつれて、その目印は円盤の端へ移動し、次に惑星の反対側を回って再び視認可能な円盤上に戻ってくる。元の位置に戻った時点で再び時間を測定し、経過した時間間隔がその目印の自転周期と呼ばれる。

もし木星が固体であり、これらの特徴がその表面に刻まれているのであれば、どの目印によって得られた自転周期も他のどの目印によって得られた周期と完全に一致しなければならないはずだ。しかし、実際にはそうではない。実際のところ、各目印がそれぞれ独自の周期を持っていると言った方が真実に近い。また、これらの違いも…

ごくわずかな時間です。赤い斑点（緯度は南緯約25度）が一周するのに要する時間は、赤道付近にあるある特異な白い斑点が一周するのに必要な時間よりも5分ほど長いことがわかっています。この赤い斑点は現在まで約20年間観測されており、その間のほとんどの期間において、回転速度がますます遅くなる傾向にありました。その回転周期の値からもそれがわかります。

1879年：9時間55分33.9秒
1886年：9時間55分40.6秒
1891年：9時間55分41.7秒

1891年以降はこの傾向は止まったようで、一方でその斑点は徐々に色あせていきました。一般的に言えば、赤道付近では約9時間50分20秒で回転し、温帯地域では約9時間55分40秒で回転していると言えます。ただし、例外も時折見られます。1880年と1891年に現れた北緯22度付近の小さな黒い斑点들は、9時間48分から9時間49分半の間で回転していました。したがって、私たちが見る限り、木星の球体は固体ではないと断言できます。少なくとも外側は雲や蒸気の塊で構成されており、惑星表面の絶え間ない変化から判断すると、そこでは極めて激しい嵐が発生しているようです。

図版XI
2月2日　2月4日
2月12日　2月28日
惑星木星
1897年

図57—木星の掩蔽（1）。

図58—木星の掩蔽（2）。

図59—木星の掩蔽（3）。

図60—木星の掩蔽（4）。
木星の様々な写真が撮影されており、中でもリック天文台で撮影されたものは特に興味深く、有益である。特別な状況下でカメラによって撮影されたこの惑星の写真が図57～60に示されており、これらは1892年8月12日にペルーのアレキパでWm. H.ピッカリング教授によって撮影されたものである。
[21] ベルトを持つ小さな物体が木星であり、大きく前方に進んでいる円盤（そのごく一部しか見えていない）が月である。ここで示されている現象は惑星の「掩蔽」と呼ばれる。図59では惑星が月の後方半分の位置にあり、一方図60では惑星の半分が依然として月の暗い縁に隠れている。

地球の大気を激しく揺らす嵐は、究極的には太陽の熱に起因することはよく知られている。まさにその偉大な光源から放たれる光線が、広大な大陸に当たることによって……

それに触れる空気が温められる。この加熱された空気は軽くなり上昇し、その代わりに空気が表面に沿って流れ込んでくる。こうして生じる流れがそよ風や風となり、特別な状況下ではサイクロンやハリケーンといった現象が起こるが、これらもすべて太陽の熱によって引き起こされるのだ。嵐に伴ってよく降る雨もまた、広大な海洋から水分を蒸発させた太陽光線によって生じたものであり、それによって地球は潤されるのである。

木星の嵐は地球のものよりもはるかに激しいように思える。しかし、木星で受ける太陽の熱の強度は、地球が受ける熱のごくわずかな割合――実際には25分の1以下――に過ぎない。この巨大な惑星で起こる恐ろしい嵐の動力が、太陽の弱い熱の影響だけによって、あるいは大部分がそれによって生じているというのは信じがたい。したがって、私たちはこうした乱れの他の原因を探すことになる。その原因が何であるかは、木星が依然として大量の原始的な内部熱を保持していると認めれば明らかになるだろう。太陽自体がその強烈な内部の熱に伴う激しい嵐に悩まされているのと同様に、木星でもより小規模な形で同じ現象が見られる。また、太陽の黒点は通常、赤道に平行な、多かれ少なかれ規則的な帯状に分布しており、この点においては木星の帯と似ている。

この巨大な惑星が依然としてある程度の内部熱を保持していると認めたとしても、その量はどれほどかという問題が残る。もちろん、惑星の熱は太陽の熱と比べれば無視できるほど少ないのは明らかだ。真夜中の空で非常に美しく見える木星の輝きも、地球や月、他の惑星を照らすのと同じ巨大な光源に由来するのである。実際、木星は自身の球体に内在する光によってではなく、反射された太陽光によって輝いているのだ。この事実の素晴らしい証拠は、望遠鏡を使う人なら誰でも知っている。木星の小さな衛星が時々、木星と太陽の間に入り、木星に影を落とすのだ。その影は黒く見える。少なくとも、木星の周囲の明るい表面に比べれば黒く見えるのである。それは必然的に……

したがって、木星がその輝きを太陽に負っていることは明らかである。
衛星たちはこの事実のもう一つの興味深い証拠となっている。これらの天体のうちの一つが時折木星の影に入ると、見る見るうちにその小さな天体は消えてしまう。それは木星が、かつてその衛星を見える状態にしていた太陽光の供給を断ったからである。しかし、木星自体は、自らが遮った太陽光に代わる光を衛星に与えることはできないのである。[22]

とはいえ、木星の表面に地球の生物に似た生き物が住むことができるかどうかという問題について判断を下すのに十分な証拠が得られている。明らかにそんなことはあり得ない。内部の熱や激しい嵐が、他の同様の根拠がなくとも、この巨大な惑星上で有機生命が存在する可能性を妨げているように思われる。しかし、おそらくある程度の妥当性を持って、遠い将来には木星が有機生命の居住地として栄える可能性があると主張することもできるだろう。内部の熱が衰え、雲が徐々に海へと凝縮していく時が必ず来る。その時には地表に陸地が現れ、木星は居住可能な場所となるかもしれない。

ここで惑星自体に関する概要から、木星を取り巻く5つの衛星からなる興味深く美しい系へと移ろう。実際、私たちはすでに何度かこれらの小さな天体に言及する必要があったが、今から行われるより形式的な説明の流れを妨げない程度にとどめてきた。

4つの主要な衛星の発見は、天文学の歴史における重要な転換点と見なすことができる。これらの天体は、肉眼で見える対象と望遠鏡を使わなければ見えない対象とを分ける境界線上に、特異な位置に存在している。これらの天体は肉眼で見られたと主張されることがしばしばあるが、この問題について論争に踏み込むことなく、次のような周知の事実を述べれば十分である。すなわち、木星は何世紀にもわたってよく知られた天体であったにもかかわらず、最も澄んだ空の下で最も鋭い目を持つ人々でさえも…

ガリレオが新たに発明された望遠鏡をそれらに向けるまで、衛星は発見されていなかった。この管は間違いなく非常に弱力な器具だったが、視認限界にあるような物体を見るのには、ごくわずかな性能で十分だったのである。

図61――低倍率の望遠鏡で見た木星とその4つの衛星。
中倍率の望遠鏡で観測されるこの惑星とその複雑な衛星系の様子が図61に示されている。ここでは巨大な球体状の木星が見え、その中心をほぼ一直線上に、一方に3つ、もう一方に1つ、合計4つの小さな天体が並んでいる。これらの小天体は星に似ているが、木星の周りを絶え間なく回転し続けるという点で星と区別される。学生にとって、望遠鏡を使ってこの美しい系の動きを追うことほど楽しい光景はないだろう。

図62―木星の衛星の消失。
図62には、衛星が示すさまざまな現象のいくつかが示されている。長い黒い影は、太陽光線の進路に木星が入り込むことによって生じるものである。太陽が非常に遠くにあるため、この影は極めて細長い円錐形をしており、最外側の衛星の軌道をはるかに超えた距離まで伸びる。2番目の衛星はこの影の中に包まれ、その結果食される。衛星の食は、衛星と地球の間に木星が入り込んだために起こるわけではない。このような現象は掩蔽と呼ばれ、3番目の衛星がこの状態にあるのが示されている。したがって2番目と3番目の衛星はどちらも見えなくなるが、見えなくなる原因は全く異なる。食の方が両者の中でははるかに印象的な現象である。なぜなら、衛星が暗闇に沈む瞬間にも、まだ惑星の縁からある程度の視覚的距離にあるため、食が起こる瞬間まで見ることができるからだ。一方、掩蔽の場合、衛星が惑星の背後を通過する際、消失する瞬間には惑星の明るい縁に非常に近くにあり、この小さな天体からの光の消滅は、食が起こる場合ほど印象的には観測できない。

また、衛星が惑星の表面を横切る際には、別の注目すべき状況が生じる。このような状況下では衛星自体は必ずしも容易には見えないが、それが投げかける美しい影が、輝く惑星上に鋭い黒い点を形成する。実際、衛星が地球から見たときには惑星の正面にいない時であっても、惑星と太陽の間を通過する際にはしばしば目に見える影を投げかける。

木星の4つの主要な衛星が主星の周りを公転する周期は、それぞれ1日18時間27分34秒、3日13時間13分42秒、7日3時間42分33秒、16日16時間32分11秒である。したがって、木星の衛星の公転周期は明らかにこれより短い。

私たちの月でさえもそうです。この巨大な惑星から最も遠くにある衛星でさえ、1回の公転にかかる時間は通常の月の日数の3分の2未満です。これらの天体の中で最も内側にあるものは、2日未満の周期で公転しており、絶え間なく急速に変化する様子が見られ、1回の公転ごとに食が起こります。木星の中心からこれら4つの衛星のうち最も内側にあるものの軌道までの距離は25万マイルであり、最も外側にあるものの半径は100万マイル強です。惑星から外側に向かって2番目にある衛星は、私たちの月とほぼ同じ大きさです。他の3つの衛星はそれより大きく、そのうち3番目の衛星が最も大きく（直径約3,560マイル）、すべての中で最大です。地球から見るとこれらの衛星は非常に小さいため、その表面の特徴を観察するのは極めて困難ですが、行われた数少ない観測から、これらの衛星も（私たちの月と同様に）常に同じ面を主星の方に向けているようだと考えられています。バーナード教授は、大型のリック反射望遠鏡を使って、最初の衛星に白い赤道帯があるのを観測しましたが、その両極は非常に暗かったのです。ダグラス氏もローウェル氏の大型反射望遠鏡を使って観測し、3番目の衛星にいくつかの筋状の模様があることを報告しました。

1892年にE・E・バーナード教授によってなされたのは、非常に興味深い天文学上の発見でした。彼は36インチのリック反射望遠鏡を使って、木星から112,400マイルの距離にある、周期が11時間57分22.6秒の極めて小さい5番目の衛星を発見しました。これを観測するには最も強力な望遠鏡が必要です。

木星の衛星の食は長年にわたって観測されており、その発生時刻も記録されてきました。やがて、他のあらゆる天体現象と同様に、これらの衛星の食にも一定の規則性があることがわかってきました。食が何度も起こる法則が明らかになると、当然の結果として、将来的に食が起こる時刻を予測することが可能になりました。実際に予測が行われ、それらがおおむね正しいことが確認されました。その後、計算方法がさらに改良され、より高精度な予測が試みられました。しかし、食が実際に起こる正確な瞬間を特定するという段階になると…

予想通りにはならないこともあった。時には食が予定より5分から10分早く起こり、また時には5分から10分遅れて起こることもあった。このようなずれは常に注意を要する。実際、こうしたずれを適切に利用することによって多くの発見がなされており、今私たちの前にあるのもその最も興味深い例の一つである。

やがて、食の発生におけるこの不規則性が一定の法則に従っていることが認識されるようになった。地球が木星に近い位置にあるときは、食は一般的に予測された時間よりも早く起こり、一方、地球が木星から離れた軌道上にあるときは、食は予測された時間よりも遅く起こることがわかった。これが証明されると、1675年にデンマークの天文学者ローマーによって素晴らしい発見がすぐになされた。衛星が影に入ると、その光は徐々に弱まり最終的に消えてしまう。食の時刻を知るのは、食になった衛星から放たれる最後の光線であるが、その光線が衛星から地球へ、そして私たちの望遠鏡まで到達する必要があり、それによって初めて食の発生を観測できるのである。かつては光は瞬時に伝わると考えられていたため、食が起こった瞬間が望遠鏡でそれが見えた瞬間だとされていた。しかし今ではこれが間違っていることがわかった。光には伝播に時間がかかるのである。地球が木星に比較的近い位置にあるときは、光の距離は短く、食の情報がすぐに届くため、計算値よりも早く食が見える。一方、地球が木星から遠い位置にあるときは、光の距離が長くなり、平均よりも多くの時間がかかるため、食は予測よりも遅く起こる。この単純な説明によって、衛星の食の予測に伴う困難が解消された。しかし、この発見にはそれ以上に重要な意義があった。それによって私たちは光には測定可能な速度があることを知った。最近の研究によれば、その速度は秒速186,300マイルにも達する。

太陽の距離を測定しようとした最も有名な試みの一つは、光の速度に関する実験と天文学的測定を組み合わせたものである。これは非常に洗練されており興味深い方法であり、すべての必要条件を満たしているわけではないものの…

完全に満足のいく結果を得るためには、ここでそれに言及しないわけにはいかない。光の速度は非常に速いものの、実際に測定することが可能であることがわかっている。これはこれまで行われてきた中でも最も精巧な実験研究の一つだ。ライフル弾の速度を測定するのが難しいのであれば、その約100万倍も速い光の速度についてはどうであろうか？1秒間に地球の赤道を7回も周回する速度を測定できるほど精密な装置をどうやって作るのか？通常の測定器具ではここでは役に立たず、全く性質の異なる装置を考案しなければならない。

動く物体の速度を測定しようとするとき、まず一定の距離を設定し、その距離を物体が移動するのにかかる時間を測定する。鉄道列車の速度は、ある標識から次の標識まで到達するのにかかる時間で求める。ライフル弾の速度も、同じ原理に基づいた巧妙な装置を用いて測定される。速度が速ければ速いほど、実験で移動する距離はできるだけ長い方が望ましい。したがって光の速度を測定する際には、測定可能な限り最も長い距離を選ぶのだ。ただし、線の両端が互いに見える必要がある。1、2マイル先にある丘が遠方の観測所として適しており、その丘上の選ばれた地点から観測者までの距離も正確に測定しなければならない。

問題は今や簡単に述べられる。観測者から遠方の観測所へ光の光線を送り、その光線が移動するのにかかる時間を測定するのだ。観測者が何らかの装置を使って、細い光線が出るランタンを用意していると仮定しよう。この光線が遠方の観測所まで届き、そこにある反射鏡の表面に当たるとする。すぐに光線は反射によって、鏡の傾きに応じて新たな方向に向かう。適切に調整すれば、光線が鏡に垂直に当たるようにでき、その場合光線はもちろん元の方向に戻ってくるのだ。

光が来た方向です。実験を通じて鏡はこの位置に固定されていなければなりません。したがって、ランタンから出発した光線は、遠くの反射器まで行き戻ってきた後、再びランタンに戻ってくることになります。では、ランタンの前に小さなシャッターを設置してみましょう。シャッターを開けると、光線は遠くの反射器へと向かい、再びその開口部を通って戻ってきます。しかし今度は、光線が戻ってくる前にシャッターを閉じようとするとどうでしょうか。これを素早く行える指があるでしょうか？たとえ遠くの反射器が10マイル離れており、光が鏡まで10マイル、戻ってくるのにも10マイルかかるとしても、全体の行程は約1秒の9千分の1の時間で完了します。これはあまりにも短い時間であり、たとえ1000倍長くても、人の手の敏捷性では開口部を閉じることはほぼ不可能でしょう。それでも、この目的に十分適した繊細なシャッターは作成可能です。

この優れた方法の原理は、ニューコムの『大衆天文学』から引用されたこのページの図（図63）から十分に明らかになります。この図にはランタンや観測者、そして突起した歯を持つ大きな輪が描かれています。各歯が回転するたびに、ランタンから出る光束や、もちろん遠くの反射器に向けられている目を遮ってしまいます。ここに示されている輪の位置では、ランタンからの光線は鏡まで行き戻ってきて目に見えますが、輪が回転すると、ランタンを出た光束が次の歯が目の前に来て遮る前に戻ってくる時間がない場合もあります。さらに輪の回転速度を上げると、次の歯が目の前を通過し、再び光線が見えるようになります。輪の回転速度は測定可能です。これにより、一つの歯が目の前を通過するのにかかる時間を知ることができ、それによって光線が往復するのに要する時間を測定でき、ひいては光速を求めることができるのです。

したがって、木星の衛星の観測によっても、実験的な手法によっても光速を測定できるようだ。後者の方法を用いれば、注目すべき天文学的結論を導き出すことができる。実際、しばしば問題とされる地球から太陽までの距離という大きな問題を解決するためにもこの方法を利用できるが、他のいくつかの方法に比べて精度は劣る。

太陽系の規模は非常に大きいため、太陽光が地球と太陽を隔てる距離を越えるのにかなりの時間が必要である。その移動時間はおよそ8分であり、したがって私たちが見ている太陽というのは、実際にはその直近にいる観測者が8分前に見た姿なのである。実際、もし太陽が突然隠れてしまっても、実際に消えた後でもまだ8分間は明るく輝いているように見える。この期間は木星の衛星の食から求めることができる。

衛星が光っている限り、木星と地球の間の広大な空間に向かって光の束が放たれる。食が始まると、その小さな球体はもはや光らなくなるが、それでもなお長い光の束が進んでいく。この光がすべて私たちの望遠鏡に届くまで、私たちは依然として衛星が以前と同様に光っているように見える。もし食が実際に起こった瞬間を計算でき、また食が観測される瞬間を観測できれば、その二つの差から光が移動するのに要する時間がわかる。これはある程度の精度で求めることができ、そして光の速度は既に知られているので、木星から地球までの距離を算出し、ひいては太陽系の規模を導き出すことができる。しかし、この過程の両端には特有の不確実性の要因が存在することに留意しなければならない。食の発生は瞬間的な現象ではない。衛星は十分に大きいため、影を定義する境界を越えるのにかなりの時間がかかり、その結果、食の観測は重要で正確な測定の基礎となるほど精密ではない。[23] さらに、衛星の近傍にいる観測者が見る食の真の発生瞬間を特定しようとする試みには、より大きな困難が伴う。そのためには、現在得られているものよりもはるかに完璧な木星の衛星の運動に関する理論が必要となる。この方法では、太陽までの距離を千分の一の精度で求める見込みはなく、他の利用可能な方法がはるかに高い精度を許すように思われるため、これは捨て去ることができる。

数学者にとって、木星の4つの主要な衛星は特に興味深い対象であり、そこには重力の法則の普遍性を示す非常に顕著な例が見出される。もちろん、これらの天体の運動は主に巨大な惑星の引力によって支配されているが、互いにも引力を及ぼし合い、それによっていくつか興味深い結果が生じる。

各衛星が1日あたり木星の中心周りを回る平均運動角は、第1衛星が203°・4890、第2衛星が101°・3748、第3衛星が50°・3177である。これらの値は次の法則が成り立つように関連している。

第一の衛星の平均運動に第三の衛星の平均運動の2倍を加えた値は、ちょうど第二の衛星の平均運動の3倍に等しい。

同様の性質を持つ別の法則も存在し、それは次のように表される（平均経度とは、固定された線と衛星の平均位置への半径との間の角度である）。第一の衛星の平均経度に第三の衛星の平均経度の2倍を加え、第二の衛星の平均経度の3倍を引くと、その差は常に180°となる。

これらの原理は観測によって初めて発見された。しかしラプラスは、もし衛星들がほぼこのように回転しているならば、万有引力の法則に従って彼らの相互干渉によって、彼らは永遠にこの相対的な位置を保つだろうと示した。

最後に、木星の衛星の発見がコペルニクスの理論を大いに裏付けるものであったと述べておきたい。コペルニクスは、私たちの太陽が巨大な球体であり、地球や他のすべての惑星はその周りを回転する小さな天体であると世界に信じてもらおうとした。以前から受け入れられていた理論や私たちの感覚が示す直接的な証拠とは全く矛盾するこの教義は、洗練された推理によってのみ確立され得るものだった。木星の衛星の発見は非常に好都合だった。ここに、もちろんはるかに小規模ではあるが、コペルニクスが提唱したものとまったく同一の系統の精巧な目撃例があったのだ。木星の衛星が主星の周りを回転するのを観察し、それらの食やそれに伴うあらゆる興味深い現象を注意深く観察した天文学者は、この巨大な惑星がこれらの小さな天体を支配し、それらを自分の周りを回転させていることを、全く疑いようのない形で目の当たりにしたのである。これはまさに巨大な太陽系そのものの縮図だったのだ。

「太陽の黒点の場合と同様に、ガリレオによるこの発見の報告も、自然のあらゆるものはアリストテレスの著作に記述されていると信じていた当時の哲学者たちには信じがたいものとして受け止められた。著名な天文学者の一人であるクラヴィウスは、衛星を見るにはそれらを映し出すことのできる望遠鏡が必要だと言ったが、後にその考えを変えた。」

彼自身がそれらを目にした途端、すぐに気づいたのだ。もう一人の、より慎重な哲学者は、それらを見て確信してしまうのを避けるため、望遠鏡を使うことを拒んだ。その後間もなく彼は亡くなった。「願わくば」と皮肉屋のガリレオは言った、「彼が天国へ向かう途中でそれらを見たことを」[24]

第十三章　土星
太陽系における土星の位置――天界で最も興味深い天体の一つとしての土星――木星との比較――肉眼で見た土星――この惑星に関する統計データ――土星の密度――水より軽い――ガリレオの研究――彼が土星で発見したこと――謎めいた天体――半世紀後にホイヘンスがなした発見――環の存在がどのように証明されたか――15年ごとに環が見えなくなる現象――惑星の自転――有名な暗号――その解釈――土星の図――暗い線――W・ハーシェルの研究――環の分断は本当に分離なのか？――この問題を解決する可能性――環が特殊な位置にあること――環に他の分断があるのか？――暗い環――土星の環の物理的性質――それらは固体なのか？――細い環でさえあり得るのか？――流体なのか？――環の真の性質――多数の小さな衛星――土星の環と小惑星群の類似点――土星が提起する問題――土星の周囲の衛星群――新たな衛星の発見――土星の軌道は私たちの太陽系の境界ではない。

平均して8億8600万マイルも離れた宇宙の遥か彼方で、土星は29年半という周期で太陽の周りを力強く公転している。古代人が知っていた範囲では、この巨大な軌道が太陽系の境界となっていた。

土星は木星ほど大きな天体ではないが、体積や質量においては地球をはるかに上回り、実際、木星を除く他のどの惑星よりもはるかに大きい。しかし、単なる大きさという点では木星に劣るものの、木星が持つすべての衛星を含めても、土星の素晴らしい美しさには敵わないと一般に認められている。筆者にとって、土星は北緯地域の観測者が見ることのできる最も興味深い天体の三つの一つである。残りの二つについては、今後の章で取り上げる。それらはオリオン座の大きな星雲とヘラクレス座の星団である。

土星の球体自体に関して言えば、この惑星を特別に興味深いものにするような特徴は見られない。その大きさは木星よりも小く、しかも木星の方がはるかに近いため、土星の見かけ上の大きさは木星のそれよりも二重に小さい。また、土星が太陽から遠いため、その固有の明るさも木星より劣っている。確かに土星にはしばしば様々な模様や帯が見られるが、それらは木星にある絶えず変化する帯ほど目立ったり特徴的ではない。望遠鏡で見た土星の姿も、火星のそれに比べればはるかに興味深さに欠ける。好条件の時に火星で見られる精緻な細部の描写は、暗く遠い土星には全く見られない。また、単なる球体として見た場合でも、土星には金星ほどの魅力はない。金星の輝きは土星のそれとは比較にならず、一方、夕焼け時の金星の美しい三日月形の姿は、望遠鏡で見た土星の姿よりもはるかに魅力的だ。しかし、これらすべてを認めたとしても、土星が天界で最も美しく興味深い天体の一つであるという主張は否定されることはない。この興味深さは土星の球体そのものによるのではなく、土星を取り巻くその驚くべき環系によるものだ。その環系はあらゆる点で素晴らしく、私たちの知る限り、広大な宇宙の中に類を見ないものである。

図64. 土星。（1894年7月2日、36インチ赤道式望遠鏡による撮影。E.E.バーナード教授作）
肉眼では土星は通常、1等星のように見える。その光だけでは、多くの明るい恒星と区別するのはほとんど不可能である。しかし古代人も土星を知っており、それが惑星であることを理解していた。土星は、水星、金星、火星、木星といった他の4つの大きな惑星と共に、「流浪する星々」というグループに分類されていた。これらの星々は恒星のように天球上の固定された位置に縛られていない。土星は非常に遠くにあるため、その動きは古代人が知っていた他の惑星들の動きよりもはるかに遅い。この遠方の天体が天球を一周するのに29年半もの時間が必要である。金星の絶え間ない変化と比べればこの動きは遅いが、注意深く観察すれば十分に認識できる速さである。1年間で土星は約12度移動し、これはふとした観察でも目立つほどの大きな距離である。1ヶ月、時には1週間でさえ、土星は天球上で一定の弧を描き、周囲の恒星を基準にしてその位置を記録すれば誰でもそれを確認できる。正確な天文機器を使える者であれば、わずか数時間で土星の動きを容易に捉えることができる。

太陽から土星までの平均距離は約8億8600万マイルです。他の惑星と同様に、土星の軌道もまた、太陽を一方の焦点とする楕円形です。ただし土星の場合、この楕円の形状は完全な円形の軌道とは大きく異なっています。土星はこの軌道を秒速5.96マイルという平均速度で移動しています。

土星の球体の平均直径は約7万1000マイルです。赤道直径は約7万5000マイル、極直径は6万7000マイルで、これらの数値の比率はおよそ10対9です。したがって、土星が真に球形ではないことは明らかです。赤道付近の膨らみは、間違いなく惑星が非常に高速で自転しているためだと考えられます。土星の自転速度は地球の2倍以上ですが、木星ほど速くはありません。土星は約10時間14分で1回の自転を完了します。しかしスタンリー・ウィリアムズ氏は、自ら発見した多数の斑点を細心の注意を払って観測し、北緯約27度付近にある斑点の中には、10時間14分から15分の周期で自転しているものがある一方、赤道付近の斑点では10時間12分から13分しかかからないことを見出しました。しかし興味深いことに、同じ緯度でも惑星上の異なる場所にある斑点は、自転速度に1分以上の差があり、さらにさまざまな斑点群によって得られる自転周期も年ごとに変化しているようです。

これらの事実は、土星とその斑点들が厳密に固定された系を形成していないことを証明しています。この惑星の軽さは、その球体が地球の地殻を構成する物質と同等の固体でできているという仮定とは全く相容れないものです。土星を取り巻く衛星たちは、有名な環そのものに次ぐ興味深さを持つシステムを形成しており、太陽を基準にしてこの惑星の質量を測定し、それによって地球に対する実際の質量を導き出すことができます。その結果はかなり驚くべきものです。地球の密度は土星の8倍も高いようです。実際、土星の密度は水の密度よりも低いため、土星と同じ大きさの巨大な水の球体の方が実際にはより重くなるでしょう。もし私たちが、その球体を入れることのできる広大な海を想像できるならば…

土星と同じ大きさや重さのものが作られたとしても、その巨大な球体は地球や他のどの惑星のように沈むことはなく、全体の4分の1が水面から出た状態で浮かんでいるだろう。

したがって、私たちの望遠鏡が土星に見せているのは固体の表面ではなく、加熱された内部を取り巻く広大な雲の層に過ぎないという結論に高い確率で至る。この惑星も木星と同様に、その質量が非常に大きいために依然として熱を保持しているのではないかと考えざるを得ない。しかし、ここで述べた見解と少し矛盾するように思える点について触れておかなければならない。私たちは、木星も土星も地球よりもはるかに密度が低いことを発見した。二つの惑星を比較すると、土星の方が木星よりもさらに密度が低いように思える。実際、木星の1立方マイルあたりの重量は土星のそれのほぼ2倍にもなる。これは、土星の方がより加熱されているという結論を示唆しているように思える。しかし、木星の方が大きいため、他の惑星よりも高温であると予想されるのが当然かもしれない。私たちはこの矛盾を調和させようとはしない。実際、これらの天体の構成について私たちが何も知らない以上、この問題について議論するのは無意味だろう。

たとえ土星が地球と比べて単位体積あたり軽いとしても、その体積はあまりにも巨大で、土星の重量は地球の95倍以上にもなる。隣の図は土星と地球の相対的な大きさを示している（図65）。

肉眼では土星を取り巻くそうした驚異的な現象は全く見えないため、この惑星への関心は望遠鏡による観測が始まった時から生まれたと言える。この複雑な天体の真の性質が理解されるには時間がかかったので、その歴史について簡単に触れておく必要がある。ガリレオが30倍しか拡大できない小さな屈折望遠鏡を完成させたとき、それは肉眼の能力を大きく向上させるものであり、彼はそれを使って天体を観察した。彼は太陽の黒点や月の山々を見、金星の三日月形も観察した。

そして木星の衛星たちも同様であった。
このような素晴らしい発見に刺激され、励まされて、彼は当然のことながら他の惑星も調べようとし、そのため望遠鏡を土星に向けた。ここでもまた、ガリレオはすぐに新たな発見をした。図65――土星と地球の相対的な大きさ。彼は、土星も他の惑星と同様に可視的な形をしていることを確認したが、それは他のどの望遠鏡で観測される天体とも異なっており、常に互いに接触し、常に同じ相対的位置を保っている3つの天体から構成されているように見えた。これら3つの天体は一直線上にあり、中央のものが最も大きく、他の2つはその東西に位置していた。これまで天界で見てきたどのものよりも、彼の心を驚きで満たし、全く説明のつかないものであった。

この謎めいた天体を理解しようと、ガリレオは1610年にも観測を続けた。すると驚くべきことに、その2つの小さな天体が次第に小さくなっていき、その後2年間のうちに完全に消え去り、土星は木星のような円形の円盤としてだけ現れるようになった。ここでもまた、ガリレオにとって新たな悩みの種が生じた。当時彼は、古い天文学体系の支持者たちと対立しなければならず、彼らは彼の発見を嘲笑し、彼の理論を受け入れようとしなかったのである。彼はすでに土星が複合的な構造を持っていることを観測したと発表していたが、今度はその天体が徐々に小さくなっていく様子を報告しなければならなかった。

これら二つの補助的な天体が完全に消滅してしまうことを彼は恐れ、当然のことながら、敵対者たちがこの機会を利用して、彼の観測結果全てが幻想に過ぎないと主張するのではないかと危惧した。[25]「こんな奇妙な変化について、一体何と言えばよいのか」と彼は述べている。「その二つの小さな星々は、太陽の黒点と同じように消滅してしまったのか？それとも突然姿を消して逃げ去ったのか？あるいは土星が自らの子供たちを飲み込んでしまったのか？それとも、これらの現象は実際には幻想や欺瞞に過ぎず、私や、私がそれらを見せた他の多くの人々を長い間だましてきたのか？今こそ、より深い思索によって新たな観測結果の誤りを見抜き、その存在が全く不可能であることを証明した人々の、ほとんど絶望しかけていた希望を再び呼び覚ます時が来たのかもしれない。これほど驚くべき、予期せぬ、そして新奇な事態について、私には何と言えばよいのかわからない。時間の短さ、出来事の予期せぬ性質、私の理解力の不足、そして間違っているのではないかという恐れが、私を大いに混乱させている。」

しかしガリレオは間違っていなかった。彼が最初に観測を始めた時、それらの天体は確かに存在しており、実際に明るさを失い、そして実際に姿を消したのである。しかし、その消失は一時的なものであり、再び視界に現れた。その後、それらは絶え間ない観察の対象となり、徐々にその本質が明らかになっていった。望遠鏡の性能が向上するにつれて、ガリレオが土星の両側にある球体として記述した二つの天体が実際には球形ではなく、むしろ各々の凹面が中央の球体に向いた二つの光る三日月状の形をしていることがわかった。また、これらの天体が顕著な周期的な変化を遂げていることも明らかになった。そのような変化の初期段階では、惑星は真に円形の円盤の姿をしていた。最初に現れるのは、惑星の両側に直接外側に伸びる二本の腕のようなものであり、その後これらの腕は徐々に二つの三日月状の形に広がり、まるで球体の取っ手のようになり、約7年から8年後に最大の幅に達した。その後、それらは再び収縮し始め、ほぼ同じ時間が経過した後に再び姿を消した。

これらの天体の真の性質は、最終的に1655年にホイヘンスによって解明された。それはガリレオが初めてその存在を発見してからほぼ半世紀後のことであった。

彼は、その環が地球に投げかける影を観察し、この現象についての説明を非常に哲学的な方法で導き出した。彼は、地球や太陽、月がそれぞれ自転軸を中心に回転していることに気づき、したがって天体系内の各天体はすべて自転軸を中心に回転するという一般的法則があると考えた。確かに、土星も回転していることを実際に示す観測結果はまだ得られていなかったが、どの惑星にもそのような運動がないというのは極めて、いや、実に無限にあり得ないことだった。天体系のあらゆる類推から、その回転速度はかなり大きいだろうという結論が導かれた。土星の衛星の一つは既に16日間の周期で公転しており、これは私たちの月の半分強に過ぎない。ホイヘンスは、土星がおそらく急速に自転しているだろうと仮定した――そしてそれは極めて合理的な仮定だった。また、もしこれらの特異な突起物が実際に惑星に物理的に接続されているのであれば、それらも土星と共に回転しなければならないという点も指摘されている。しかし、たとえそれらが実際には接続されていなくても、天体系内の他の天体との類似性を何らかの形で保つためには、それらが回転していなければならないのである。私たちは木星の周りを公転する衛星を見ている。もっと身近には、月が地球の周りを回転している様子を見ている。また、全ての惑星系が太陽の周りを回転している様子も見ている。これらすべてのことが、ホイヘンスが、たとえこれらの奇妙な突起物が実際に惑星に接続されていようと、物理的に独立していようと、それらは依然として回転していなければならないという結論に至る際の根拠となった。

このような推理に基づけば、土星系の真の姿を推測するのはすぐに容易になった。私たちは、これらの突起物が15年ごとに見えなくなり、その後徐々に再び現れ、最初は惑星から外側に伸びる直線状の腕の形をしていることを見てきた。その進行は緩やかで、何週間も、何ヶ月も、夜ごとにほとんど変わらない姿が続く。しかし、その間ずっと土星も、その周囲の謎めいた物体も回転し続けている。それらが何であれ、絶え間ない回転運動にもかかわらず、目には同じ姿として映るのである。

ここで示唆されている条件を満たす物体の形状とは何でしょうか？明らかに、その投影を惑星から放射する2本のスポークと見なすだけでは不十分です。そうした場合、毎回の回転ごとに可視状態と不可視状態を繰り返すことになり、完全な周期が15年もかかるようなゆっくりとした段階的な変化ではなく、絶え間ない外観の変化が起こってしまいます。実際、このような性質の物体である可能性を排除する他の要因も存在します。というのも、それらの物体は常に惑星の直径と同じ長さを保つからです。少し考えれば、この事例の全ての事実を説明できる仮定は一つだけであることがわかります。もし土星の赤道周りを自らの平面内で回転する薄くて対称的な環があるならば、夜から夜へと物体が持続して見える理由が説明できます。これにより、困難の大部分が解消されます。残りの部分については、その環が非常に薄く、地球に向かって実際に縁側が向くと見えなくなり、そしてその平面の照らされた側が次第に地球に向かって回転するにつれて、惑星に付着した突起物が徐々に増えていくと仮定すればよいのです。物体が周期的に示すハンドル状の外形は、その環が惑星本体に固定されていないことを示していました。

ついにホイヘンスは、過去50年間天文学者たちを悩ませてきたこの大きな謎の手がかりを見つけ出しました。彼は、その環が驚くべき興味深い物体であり、当時唯一無二のものであること、そして実際今でも唯一無二であることに気づきました。しかし彼は、この問題を十分な確実性をもって証明したとは思えず、さらなる研究によってそれを達成できると考えていました。それでも彼は、他の天文学者が介入してくるのを恐れ、発表を不当に先延ばしにして自分の発見を失うリスクを冒すことは望みませんでした。では、もしこの発見が正しいものであることが証明された場合、どうすれば自分の優先権を確保し、同時に余裕を持ってそれを完成させることができるのでしょうか？彼は当時一般的だった方法、つまり最初の発表を暗号で行う方法を採用しました。そして1656年3月5日、彼は以下の内容を含む論文を発表しました：—

aaaaaaa ccccc d eeeee g h
iiiiiii llll mm nnnnnnnnn
ooooo pp q rr s ttttt uuuuu

おそらく、今日ではアクロスティックを作成するのに多大な労力を費やしている人々の中には、この有名な暗号について考え、解読を試みた者もいたことでしょう。しかし、そのような試みが行われたとしても、それが成功したという記録は残っていません。そこでホイヘンスにはさらに数年間の研究時間が与えられました。彼は思いつくあらゆる方法で自らの理論を検証し、すべての点でそれが正しいことを確認しました。そのため、もはや自分の偉大な発見を世間から隠す必要はないと考え、1659年――つまり彼の暗号が公表されてから約3年後――にその解釈を発表しました。文字を元の配置に戻すことで、その発見は次の言葉で表現されました。「Annulo cingitur, tenui, plano, nusquam cohærente, ad eclipticam inclinato」。これは「その惑星は、表面とは全く異なる細長く平らな環に囲まれており、楕円軌道に対して傾いている」と訳すことができます。

ホイヘンスは、この仮説が観測されているすべての現象をどれだけうまく説明できるかを示すだけでは満足しませんでした。彼は、どんな天文学的理論にも適用可能な、より厳密な検証を行いました。そして、その理論の正しさを確実なものにするために、予測を立ててみました。彼の計算によれば、1671年の7月か8月頃にその惑星は円形に見えるはずでした。実際、その年の5月にその環が消えるのが観測され、この予測はほぼ正しかったのです。もちろん、今日では長期にわたる正確な観測に基づく計算により、土星の環が現れたり消えたりする時期をはるかに正確に予測することができます。しかし、ホイヘンスの予測がなされた当時の、惑星の歴史の初期段階を思い起こせば、その予測が実現したこと自体が十分に意義深く、土星とその環に関する理論を満足のいく形で裏付けていると言えるでしょう。

このようにして土星の環が天体構造における確かな事実として確立されると、次世代の天文学者たちはその驚くべき特徴をさらに多く明らかにしようと努力してきた。表紙の図（図I）は、1872年7月28日から10月20日にかけてアメリカのハーバード大学天文台で撮影された土星の姿である。これは優れた天文学者であり芸術家でもあるL・トルヴェロ氏によって描かれ、この独特な天体を忠実かつ美しく描写している。

図64は、1894年7月2日にリック天文台でE・E・バーナード教授によって撮影された同じ天体の図である。

ホイヘンスによる発見以降、土星系でなされた次の大きな発見として、土星を取り巻く環には暗い同心円状の線があり、それによって環が二つの部分に分かれていることが明らかになった。外側の部分の方が内側よりも狭かった。この線は1675年に土星が太陽光から現れた際にJ・D・カッシーニによって初めて観測された。この黒い線が単なる環上の黒い斑点ではなく、実際には分界線であるということは、1715年のマラルディの研究によって非常に可能性が高いものとされ、その後数年を経てサー・ウィリアム・ハーシェルの研究によってさらに裏付けられた。彼は自身の特徴である徹底性をもって土星を細かく丁寧に観察し、夜ごと何時間もにわたって精密な器具を使って観測を続け、土星およびその周辺系に関する私たちの知識を大幅に深めた。

ハーシェルは特に環を分けるその線の観察に力を注いだ。彼は、この線の色が土星本体と環の間の空間の色と区別できないことに気づいた。彼は10年間にわたって環の北側面でこの線を観察し、その間ずっと同じ幅、色、そしてはっきりした輪郭を保っていた。その後、彼は幸運にも環の南側面を観察することができた。そこでもまた、北側面で見られた暗い線と外見および位置が一致する黒い線が見られた。土星が二つの環に囲まれているという事実に疑いの余地はなかった。

同じ厚さの同心円状の輪で、一方の外縁がもう一方の内縁に非常に近接している。

同時に、これらの輪が分離しているということを証明するための、絶対的に疑いの余地のない証拠は、まだ望遠鏡によって得られていないと付け加えておくべきだ。ハーシェルが観測した現象は、その黒い線が単に輪の厚み方向に延びている部分に過ぎず、輪の他の部分よりもはるかに光を反射する能力が低い物質で構成されているという見解と一致する。実際にその暗い線を通して何が見えるのかは、依然として疑問の余地がある。これを実現するための満足のいく方法は、どうやら一つしかないようだ。しかし、それはごく稀な状況下でのみ起こり得ることであり、まだその機会は訪れていないようだ。例えば、土星が天球上を動く過程で、偶然にも地球と恒星の間を直接通過するとしよう。恒星の望遠鏡での姿は、土星の球体や輪々よりもはるかに小さい点光源に過ぎない。もし輪が恒星の前を通り、輪上の黒い線が恒星の上を覆った場合、その黒い線が本当に開口部であるならば、その狭い隙間から恒星が光っているのが見えるはずだ。

現在までのところ、輪の二重構造という問題をこの重要な検証にかける機会はなかったと思われる。今ではこの問題を扱うのに十分な望遠鏡が多数利用可能であるため、近い将来、この問題を決着づける観測結果が得られることを願っている。非常に小さな恒星が適しているとは思えない。確かに、恒星が見える場合は観測がより微妙で精密になるだろうが、恒星は両側の明るい土星の輪と対比されるため、恒星の明るさがかなり高くない限り、ほとんど役に立たないだろう。しかし最近、その暗い線を通して土星の球体がある程度見えることが観測されており、これは少なくともその線が部分的に透明であるという事実の実証と言える。

外側の環も、先に述べたものよりはるかに薄い線によって二つに分かれている。この線をはっきりと見るためには、優れた望遠鏡と晴れた夜、さらに惑星が好都合な位置にあることが必要だ。最も容易に見えるのは、惑星から最も遠い環の端付近である。ダンシンク天文台の12インチ屈折望遠鏡を使ってこの惑星を観測した筆者にとって、この外側の線はよく知られた線と同じくらい幅があるように見えるが、間違いなくより暗く、色合いもより陰った印象を与える。これは決して環に実際の隙間があるようには見えず、長い間見えないことも多い。むしろ、この場所の環は実質がなくなって薄くなっているように思われるが、実際には空洞にはなっていないようだ。

これらの点については、今後再び環がその平面が地球と太陽の間を通過するような位置に来たときに、さらに多くの情報が得られることが期待される。しかし、そのような機会は非常に稀であり、たとえ起こったとしても、惑星が観測に適した位置にない可能性もある。次に本当に良い機会が訪れるのは1907年になるだろう。その時は太陽光が環の一方を照らし、もう一方が地球に向けられている状態になる。このような状況下でこの惑星を観測するには強力な望遠鏡が必要だが、環の分割に関する問題やその他多くの事柄について、さらなる解明が得られることが期待される。

時折、内側および外側の環に他の分割があると記録されることもある。いずれにせよ、そのような分割は恒久的な特徴とは見なせない。しかし、熟練した観測者たちによってその存在が頻繁に報告されているため、実際に何度か観測されていることは疑う余地がない。

ホイヘンスが土星の真の構造を初めて説明してから約200年後、別の非常に重要な発見がなされた。1850年まで、よく知られた黒い線によって分かれた二つの環が、土星を取り巻く全ての環系を構成していると考えられていた。

惑星。先に述べた年に、マサチューセッツ州ケンブリッジの著名な天文学者であるボンド教授は、土星を取り巻く3つ目の環を発見したと発表し、天文学界に衝撃を与えました。このような場合によくあることですが、同じ天体は別の人物――イギリスの天文学者ドーズ――によっても独立して発見されていました。この3つ目の環は、よく知られている2つの環の内側すぐに位置し、惑星本体までの距離の約半分まで伸びています。他の2つの環とは全く性質が異なり、比較的厚みのある姿を呈しているようです。実際、これらの環が固体でも液体でもないことを後ほど示しますが、それでも3つ目の環と比べれば他の環の方が厚みがありました。これらの環は土星のはっきりとした影を受け止めて映し出すことができ、また土星自体にも深く黒い影を投げかけることができます。しかし3つ目の環ははるかに疎らな構造を持っています。他の環ほど輝きがなく、むしろ暗く半透明な外観をしており、「クレープ・リング」と呼ばれるのも決して不適切ではありません。このクレープ・リングの薄さが、過去の土星観測者たちによって頻繁に見過ごされる原因となったのです。

優れた望遠鏡を使って天体の発見がなされると、その後ははるかに性能の低い機器でも同じ天体を観測できるようになることがよくあります。観測者が何を探せばよいかを知っていれば、本来なら注意を引かなかったものも見ることができるのは間違いありません。土星のクレープ・リングが、優れた望遠鏡を使って観測することに慣れた人々にとってはよく知られた対象となったのは、この原理の一例と言えるでしょう。しかし、現在クレープ・リングが容易かつはっきりと見えるのは、この仮定だけで完全に説明できるのかどうかは疑問です。実際、何らかの理由によってクレープ・リングが徐々により見やすくなってきた可能性もあります。クレープ・リングの明るさが増しているという考えは、現在、土星の環が今も徐々に変化している可能性を証明するために用いられている論拠の一つですが、ハドリーの観測結果によれば

彼が1720年にそのクレープ環を観測したのは周知の事実であり、それ以前にもカンパーニやピカールが、惑星を横切るかすかな帯としてそれを観測していた。クレープ環の部分的な透明性は、1889年11月1日に行われたイアペトスの食の観測でバーナード教授によって見事に描き出されている。その衛星はクレープ環の影の中ではかすかに見えたが、よく知られている他の環の影の中では全く見えなかった。

前述のトルヴェロの図には、環の様々な特徴がよく示されている。そこには内側の環と外側の環、そしてその間の分界線が見える。外側の環には分界線のかすかな痕跡が見られ、内側の環の内部には奇妙で半透明なクレープ環が見える。惑星の黒い影が環に投げかけられており、これによって環もまた惑星本体と同様に、太陽光が当たることによってのみ光っていることが証明されている。この影にはいくつか異常な特徴があるが、その奇妙な不規則性はある程度、視覚的錯覚によるものかもしれない。

土星の環を描写しようとする試みは、その驚くべき系の顕著な特徴を表しているに過ぎないことに疑いの余地はない。私たちはあまりにも遠く離れた場所にいるため、巨大なサイズでない物体はすべて見えないのだ。実際、私たちが持っているのは概略図に過ぎず、細部を埋め尽くしたいという願望が生じる。例えば、環の実際の質感を見たり、それらがどのような物質でできているのかを知りたいと思う。また、天界で知られている他のどの物体とも異なる、奇妙で薄膜状のクレープ環を理解したいと願っている。私たちが置かれている不利な条件の中でも、依然として多くのことを学ぶことができるのは間違いない。優れた観測機器を備えた何世代にもわたる天文学者たちの努力の余地はまだあるのだ。私たちは、土星が示しうるあらゆる姿態における正確な図面を欲している。また、極めて高精度な測定を絶え間なく繰り返すことも求めている。これらの測定によって環の大きさや形状が明らかになり、暗い線や環の境界の位置も正確に測定されるのだ。これらの測定は何世代にもわたり、何世紀にもわたって続けられなければならない。

地上の天文学者たちは、この精巧なシステムが本当に恒久的な性質を持っているのか、それとも変化を遂げている可能性があるのかを知ることができるだろうか。

私たちは、万有引力の法則が私たちの太陽系のあらゆる場所に存在し、他では説明のつかない多くの現象を重力によって説明できるという事実に慣れ親しんできた。この素晴らしい土星のシステムにおいても、万有引力の法則が最も重要な役割を果たしていることは、十分な根拠がある。土星の周りには衛星が存在し、また環もある。これらの衛星は他の衛星と同様にケプラーの法則に従って動いている。したがって、土星の環の性質に関するどんな理論も、その内部にある巨大な惑星によって引き寄せられるという条件の下で構築されなければならない。

一見すると、環の現象を惑星の引力と調和させることは最も簡単なように思える。環が惑星の周りで対称的に静止していると仮定することもできる。中心部では惑星が環の各方向に均等に力を及ぼすため、特定の方向に動こうとする傾向は生じず、したがって環は静止したままでいるだろう。しかし、これは成り立たない。ほぼ無限に硬い物質でできた環であれば、そのような状況下では一時的には静止しているかもしれないが、針が先端で垂直に支えられているのと同様に、永遠に静止したままでいることはできない。どちらの場合も平衡状態は不安定であり、わずかな乱れが生じるだけで平衡は崩れ、環は必然的に惑星に落ちていく。このような乱れの原因は絶えず存在しているため、不安定な平衡状態はこの現象を適切に説明することはできない。

たとえこの困難が解消されたとしても、別の問題が残る。もし環が私たちが知っているどんな物質でできているのであれば、それは到底克服不可能な問題となるだろう。この問題に少し考えを巡らせてみよう。そうすれば、現在最も広く受け入れられている土星の環に関する説明に自然とたどり着くからだ。

土星の赤道付近に立っていると想像してみてください。頭上には環が広がり、その環は東西の地平線まで続いています。地平線より上にある半分の環は、幅が約10万マイルもある巨大なアーチのように見えます。このアーチを構成するすべての粒子は重力によって土星の方へ引き寄せられており、もしこのアーチが存在し続けるならば、私たちがよく知っている鉄道のアーチを制御する通常の力学法則に従って存在しなければなりません。

これらのアーチが維持されるかどうかは、それを構成する石が受ける圧縮力に対してどれだけ抵抗できるかにかかっています。アーチを構成する各石は巨大な圧力にさらされますが、石はそのような圧力に耐えられる材料であるため、アーチは維持されます。アーチの幅が広ければ広いほど、各石が受ける圧力も大きくなります。やがて、石が安全に耐えられる限界の圧力に達する幅があり、それに応じて単一の石造りのアーチが構築できる最大の幅が決まります。この原理を土星の環によって形成される巨大なアーチに適用してみると、このような途方もない規模の距離を跨ぐアーチの材料が受ける圧力は、私たちが知っているどんな材料でも耐えられないほど巨大であることがわかります。たとえその環がこれまでに作られた中で最も強度の高い鋼鉄でできていたとしても、その圧力はあまりにも大きく、金属は液体のように押し潰され、その巨大な構造物は崩壊して惑星の表面に落下してしまうでしょう。これほど途方もない応力に耐えられる材料が存在するとは考えにくいのです。したがって、重力の法則は、この応力の強度を軽減する方法を探すよう私たちに促しているのです。

その方法の一つはすでに存在しており、私たちの宇宙に見られる類似の現象から明らかに示唆されています。これまで私たちはその環が静止しているかのように話してきましたが、今度は土星を中心としてその平面内で回転運動をしていると仮定してみましょう。そうするとすぐに、土星の重力に反する力が生じます。この力こそがいわゆる遠心力です。環が回転していると想像すれば、あらゆる点で遠心力は引力とは反対方向に作用するのです。

リングにかかる巨大な応力を軽減し、一つの困難を克服することができる。

したがって、各リングに回転を与えることで、本来アーチが負わなければならない応力の一部を緩和することができる。しかし、この困難が完全に解消されたとは言えない。外側のリングが、その外縁に作用する重力を相殺するのに適した速度で回転すると仮定すると、リングの内部では遠心力は小さくなる一方、重力は大きくなる。その結果、外側リングの内部部分には巨大な応力が生じる。逆に、内側の境界に作用する重力を相殺するのに適した速度でリングが回転すると仮定すると、外側部分では遠心力が重力を大幅に上回り、リングが外側に向かって破壊される傾向が生じる。

この傾向を防ぐために、各リングの外側部分が内側部分よりもゆっくりと回転すると仮定することができる。これには当然、リングの各部分が互いに相対的に動ける構造である必要があり、そうなると、リングは実際には流動状態の物質で構成されているのかもしれないという考えに至る。一見するとこれはもっともらしい考え方だ。そうだとすると、各リングの各部分は適切な速度で動き、結果として異なる速度を持つ多数の同心円状の流れが生じることになる。数学者はこの考察をさらに進め、このような状況下で流体がどのように振る舞うかを研究することができる。彼の記号を用いれば、一般的な言葉では表現できない複雑な状況まで追及することが可能だ。数学者は、想定される流体の中に波が発生し、これらの波がリングの破壊を引き起こすため、流体理論は放棄されなければならないことを発見する。

しかし、まだ一つか二つ、さらなる仮定を立てることができる。もし本当にリングが信じられないほど多数の同心円状の環から構成されており、それぞれが引力をちょうど相殺するのに十分な遠心力を生み出すのに適した速度で正確に動いているとしたらどうだろう？疑いなく、これによって多くの困難が解決される。また、何本もの暗い線が存在することを示した観測結果もこれを裏付けている。

環。ここでもまた、応答のためには力学上の考察が必要となる。
このような固体環の系は、力学の法則とは両立しない。

したがって、我々は最後の試みを行い、さらに環を細分化するしかない。環が何らかの意味で連続体であるという仮定を完全に放棄するのはかなり驚くべきことに思えるかもしれないが、他に選択肢はない。どのように見ても、環は実際には極めて微小な天体から成る巨大な群れであり、これらの小さな天体はそれぞれ惑星の周りを独自の軌道を描き、実質的には単なる衛星に過ぎないように思われる。これらの天体は非常に多数存在し、互いに非常に近接しているため、我々には連続体のように見える。そしてそれらは非常に微小かもしれず、おそらく地球表面の普通の雲に含まれる水滴ほどの大きさもないだろう。その水滴でさえ、ごく近距離から見ると連続体のように見えるのだ。

数年前まで、土星の環の構造に関するこの理論は、数学的な観点からは反論の余地がないものの、観測によって確認されたことは一度もなかった。実際に環が回転しているのを目撃したと主張した唯一の天文学者はW・ハーシェルであり、彼は1789年に環上のいくつかの明るい点の動きを観察した。その時、ちょうど環の平面が地球を通過していたのである。これらの観測からハーシェルは、環が10時間32分で回転すると結論づけた。しかし、その後の観測者たちは、ハーシェルが使用したものよりもはるかに優れた装置を使って土星を観測したにもかかわらず、土星のこれらの環が回転していることを証明することはできなかった。もし環が多数の小さな天体で構成されているのであれば、ケプラーの第三法則によって、これらの微小な衛星が惑星の周りを一周するのに必要な時間を計算することができる。環の外側に位置する衛星は13時間46分もの周期が必要であり、中央付近の衛星は10時間28分以下で済み、環の内側にある衛星は7時間28分で一周できるようだ。最も清らかな空に設置され、最も熟練した天文学者によって使われる最強の望遠鏡でさえ、この極めて微妙な現象を示すことはない。実際、それは…

火星の内側衛星が示す奇妙な振る舞いが大規模に繰り返されている。この衛星は、火星自体が自転するのにかかる時間よりも短い時間で火星の周りを公転しているのだ。

図66――ケーラー教授の土星の環の回転を測定する方法。
しかし、望遠鏡では見ることのできなかったことを、分光器が最近、非常に効果的かつ興味深い方法で示してくれた。太陽に関する章では、光源が観測者に向かってまたは離れていく方向に視線上を移動することで、どのようにしてわずかなシフトが生じるのかを説明した。

スペクトル線の位置。これらの線のずれを測定することによって、光源の運動の方向や大きさを決定することができる。我々は、この手法が実際に太陽表面の回転速度を測定するためにどのように用いられたかを示すことで、その方法を説明した。1895年、アレゲニー天文台の所長であったキーラー教授[26]は、この方法によって土星の環の回転を測定することに成功した。彼は分光器のスリットを、図66に示されているeからwへと伸びる平行線が示すような、遠近法の効果によって環が持つ楕円形の長軸方向に沿って、その球体上に設置した。そうすると、写真乾板には3つのスペクトルが密接に並んで現れ、中央には土星の球体のスペクトルがあり、その上下には環の2つの「柄」（一般的にはansæと呼ばれる）に由来する、より狭いスペクトルが暗い間隔を置いて存在する。図67では、土星およびその環が回転している場合と回転していない場合の様々な仮定のもとで、スペクトル線の挙動を示している。上部（1）では、回転運動がなければ各線がどのように見えるかが示されており、環、惑星、そして環によって生じる3本の線は一直線上に並んでいる。もちろん、実際には太陽スペクトルの非常に弱いコピーに過ぎないこのスペクトルには主要なフラウンホーファー線が現れるので、読者は図に示されているものと平行なこれらの線を自分で想像しなければならない。しかし土星とその環は静止しているわけではなく、回転しており、東側の部分（e）は私たちの方へ移動し、西側の部分（w）は私たちから離れていく[27]。したがってe付近では線はスペクトルの紫色側へ、w付近では赤色側へとシフトし、実際の線速度が大きければ（環と惑星が一緒に回転していると仮定すると）、土星の中心から遠ざかるほど線は図67（2）のように曲がるが、3本の線は依然として一直線上に残る。もし環がカッシーニの分割によって分かれた2つの独立した環で構成され、それぞれ異なる速度で回転している場合、線は図67（3）のように配置され、内側の環の方が速度が大きいため、内側の環に起因する線の方が外側の環に起因する線よりも大きく偏向する。

図67――キーラー教授の土星の環の回転を測定する方法。

最後に、ケプラーの第三法則に従って惑星の周りを運動する無数の粒子から成る環の場合を考えてみよう。これらの粒子の実際の速度は、1秒あたり次の通りとなる。

環の外縁：10.69環マイル
環の中央：11.68環マイル
環の内縁：13.01環マイル
惑星表面での回転速度：6.38マイル/秒

スペクトルの線の位置の変化はこれらの速度に従うはずであり、第4図のように線が配置されるべきことは容易に理解できる。キーラー教授が撮影されたスペクトルを調べたところ、3つのスペクトルの線がまさにこのように傾いていることがわかった。これは、光の源（あるいは正確に言えば太陽光を反射する物体）がケプラーの第三法則に従って自由に動く独立した粒子である場合には、外側の縁が内側の縁よりも小さい線形速度で惑星の周りを回っているはずであり、一方、環が剛体である場合には外側の縁が最も大きな距離を移動しなければならないため最も大きな線形速度を持つはずだが、実際にはそうではないことを示している。ここに、ついに土星の環が隕石質であるという証拠が得られたのである。キーラー教授のこの素晴らしい発見は、その後アレゲニー天文台、リック天文台、パリ天文台、プルコヴァ天文台での繰り返し観測によって確認された。観測によって得られた線の位置の変化から算出された実際の速度は、計算された速度と（観測誤差の範囲内で）よく一致しており、これによってクラーク・マクスウェルの数学的導出が疑いの余地なく裏付けられたのである。

土星のスペクトルは非常に弱く、太陽スペクトルの中でも最も強い線しか見えない。しかし、惑星の大気はスペクトルの青色および紫色の領域でかなりの吸収を起こしているようで、特に赤道帯付近でその吸収は強い。また、赤色領域に見られる強い帯は大気の密度が高いことを示している。この帯は環のスペクトルでは見られないため、環の周囲には大気が存在しないと考えられる。

土星の環自体が唯一無二のものであるため、現在提唱されているような特異な構造を示す適切な例は他に見つからない。しかし、太陽系にも類似の現象が存在する。例えば、太陽自体を取り巻く非常に大規模なものがある。私たちは、系の特定の領域内に閉じ込められている数多くの小惑星群を思い浮かべることができる。これらの惑星の数を大幅に増やし、他の軌道に対して大きく傾いている軌道を平らにしたと想像してみよう。

そうでなければ調整が必要となり、太陽を取り巻く環ができるはずで、それによって現在土星に見られるものと大差ない構造が生まれるだろう。

この美しい系についてもっと長く考察し続けたくなる。土星の住民にとってその環はどのように見えるのか、またそれを私たちが月や木星の衛星と同様に、私たちの天体系の恒久的な特徴と見なすべきものなのかどうかを推測したくなる。あらゆる観点から見ても、この問題は非常に興味深く、あらゆるタイプの天文学者にとって豊富な研究課題を提供している。優れた望遠鏡を持っていれば、観測やスケッチ、測定といった任務をこなすべきことが山ほどある。一方、実際の望遠鏡を使った観測ではなく、他者の観測結果に基づいて計算を行うという有用な天文学者であれば、土星の美しい系は豊富な研究材料を提供してくれる。彼は環のさまざまな相を予測し、各特徴が最もよく見える時期や、各要素を最も正確に測定できる時間を天文学者たちに知らせなければならない。また、土星の衛星の動きの時刻や、木星の系よりも複雑なこの系の他の現象も予測しなければならない。

最後に、もし天文学者が、人間の知性の最も深遠な研究を用いて天文学の力学上の問題を解明しようとする、おそらくある意味で最も優れた階層に属する人間であれば、彼もまた土星の中に、分析の限界を試すような問題を見出す。彼は土星の環の中に、他の何物とも全く異なる対象を発見し、それに立ち向かうために新たな数学的道具を作り出さなければならない。また、この系には数多くの特異な特徴や極めて精巧な調整が存在し、もし実際に目の前で土星の環を見なければ、こんな系が存在しうるとは思わなかっただろうと認めざるを得ない。この驚くべき系に関する数学者の研究は、現在まだ始まったばかりである。この分野の研究は極めて抽象的であり、最高度の才能を要するだけでなく、まだ研究に必要な資料も蓄積されていないのである。この件についての議論において…

観測は計算に先立つべきである。これまで得られた乏しい観測データは、たとえその天体系の美しさを示しているとしても、将来的に確立されるべき土星に関する偉大な数学的理論の基礎とするには依然として全く不十分である。

しかし、土星は天文学に特化した人々だけでなく、はるかに多くの人々にとって興味深い対象である。自然へのわずかな愛情さえ持つ教養ある人ならば、誰でもそれに興味を抱くはずだ。風景を愛する人は、望遠鏡で土星を見るとき、非常に強い感動を覚えるだろう。そして、もし事前に読書や思索を通じて自分が見ている天体の巨大さを理解していれば、自然界全体を通じてこれほど驚くべき光景はないと認めざるを得ないだろう。

私たちは土星の環の魅力について長い間考察してきたため、この惑星を取り巻く衛星群についてはごく簡単にしか説明できない。これらの天体については既に何度も言及してきたが、ここではさらにいくつかの詳細を挙げるだけにする。

1655年3月25日、オイゲンス・ホイヘンスによって土星の最初の衛星が発見された。環の真の姿を明らかにしたのも彼の洞察力のおかげである。その日の夕方、ホイヘンスは自ら作った望遠鏡を使って土星を観察していたところ、惑星の近くに小さな星のような物体があるのを見つけた。翌夜も観測を繰り返した結果、その星が惑星と共に空を移動していることがわかった。これにより、その小さな物体が実際に土星の衛星であることが明らかになった。さらなる観測により、その衛星が15日22時間41分の周期で土星の周りを公転していることも判明した。これが、土星を取り巻く数多くの衛星が次々と発見されるきっかけとなった。次第に衛星が次々と発見され、現在では少なくとも9個の衛星がこの巨大な惑星の周りを回っていることが知られている。しかし、その後の発見はホイヘンスによるものではなく、彼は現代人には奇妙に聞こえる理由から、これ以上の衛星の探索を断念したのである。

それは彼の時代の考え方とよく合致していた。何らかの対称性の原理から、ホイヘンスは、衛星や従属惑星の数が主惑星自体の数と等しくなることが自然なことだと考えていたようだ。地球を含む主惑星は6個あり、ホイヘンスの発見によって衛星の総数も6個となった。地球には1個、木星には4個、土星には1個あり、これで系統は完成した。

しかし、自然界にはホイヘンスがそこに認めたような算数的法則など存在しない。もし彼がそのような偏見の影響を少なく受けていたなら、おそらくカッシーニの業績を予見できたかもしれない。カッシーニは土星の他の衛星を発見することで、惑星と衛星の数が等しいという考えの愚かさを証明したのである。さらなる発見がなされるにつれて、衛星の数は一時的に惑星の数を上回ったが、近年、多数の小惑星が発見されるようになると、惑星の数は急速にその衛星の数に追いつき、さらに超えていった。

土星の最初の衛星が発見されてから約16年後の1671年、カッシーニによって2番目の衛星が発見された。これは古い衛星の中で最も外側に位置するもので、土星の周りを一周するのに79日かかる。翌年にはさらに1つが発見され、12年後の1684年にはさらに2つが発見され、こうしてこの惑星の衛星の総数は5つとなった。

この時点で、土星系の複雑さに天界では敵うものはなかった。土星には5つの衛星があり、木星にはわずか4つしかなく、さらに土星の衛星のうちタイタンと呼ばれるものは、木星のどの衛星よりも大きかった。[28] カッシーニのいくつかの発見は、非常に巨大な望遠鏡を使って行われた。この望遠鏡の長さ、正確に言えば対物レンズが観測者の目から離れている距離は100フィート以上もあった。このような巨大な装置を使って望遠鏡による研究をさらに進めるのはほとんど不可能に思えた。しかし最終的に、天文器具の製造方法における大きな改革が始まった。ハーシェルの手によって、それが可能であることが示されたのである。

図68――F・テルビーによるタイタンとその影の通過。1892年4月12日、ルーヴァン。これらはカッシーニの長焦点レンズよりも性能が優れ、かつより正確なものであった。ヘルシェルがちょうど完成させた、長さ40フィートもあるこの種の大型望遠鏡は、1789年8月28日に土星に向けて使用された。これまで一度も、この素晴らしい惑星がこれほど詳細に観察されたことはなかった。ヘルシェルは先人たちの業績をよく知っていた。彼はこれまでも何度も劣悪な望遠鏡を使って土星とその5つの衛星を観察してきたが、今回は再びその5つの衛星と、環の平面に非常に近い星のような物体を見つけ、これが6番目の衛星ではないかと推測した。この推測を検証する簡単な方法があった。当時、土星は空を急速に移動していた。もしこの新しい物体が本当に衛星であるなら、それは土星に引きずられていかなければならない。ヘルシェルは、そうなるかどうかを不安げに見守った。答えを出すのにほんの短時間しかかからなかった。2時間半後には、土星はかなり離れた位置に移動しており、既に知られていた5つの衛星だけでなく、この6番目の物体も一緒に連れて行っていた。もしこれが恒星だったら後方に残っているはずだが、残っていなかった。したがって、これもまた衛星だったのである。こうして、1世紀という長い時を経て、土星の衛星の望遠鏡による発見が再開されたのである。ヘルシェルはいつものように熱心にこの物体を観察し、それがこれまで知られていたどの衛星よりも土星に近い位置にあることを発見した。一般的な法則に従えば、近ければ

衛星の公転周期が短いほど、ハーシェルはこの小さな衛星が約1日8時間53分で1回の公転を終えることを発見した。同じ優れた望遠鏡を使い、同じ卓越した技術で観測を行った結果、ハーシェルはさらに興味深い発見をするに至った。40フィートもある巨大な反射望遠鏡ではごく小さな点にしか見えないほど小さい天体でもハーシェルによって検出され、それが惑星に非常に近い位置にある衛星であり、わずか22時間37分という短い周期で公転していることが証明された。これは極めて微細な天体で、環に完全に隠されない短い間だけ、最良の望遠鏡を使ってのみ観測可能である。

再び長い時間が経過し、約50年間にわたって土星系は環と7つの衛星から成るものと考えられていた。次の発見は特に歴史的に重要である。1848年9月19日、マサチューセッツ州ケンブリッジのボンド教授とリヴァプールのラッセル氏という二人の天文学者が同時に、以前の夜にそれぞれ観測していた小さな点が実際には衛星であることを確認したのである。しかし、この衛星は惑星からかなり離れた位置にあり、1回の公転に21日7時間28分を要する。惑星から数えて7番目の衛星である。

さらに1898年8月16日、17日、18日にW.H.ピッカリング教授によって写真撮影によって、もう一つの極めて暗い外側の衛星が発見された。この衛星は、より大きく古い衛星たちよりもさらに惑星から遠い位置にある。その動きはまだ完全には解明されていないが、1回の公転に少なくとも490日は必要なのであろう。

衛星の観測から、土星と同じ重さの3,500個の球体があれば太陽と同じ重さになることがわかっている。

カークウッド教授によって、土星の内側にある4つの衛星の動きを結びつける法則が発見された。この法則は、衛星同士の相互引力によって生じているという推測につながる形で成り立っている。私たちはすでに類似の法則について説明したことがある。

木星の3つの衛星を基準にして考えると、土星に関する問題は、少なくとも4つの衛星が関与しているため、非常に複雑なものである。これは、数学者たちが我々の太陽系のより一般的な特徴を研究する際に慣れ親しんでいるものよりも、摂動理論をより高度に用いる必要がある。この法則を表現するためには、各衛星の日々の運動を考慮する必要があり、それぞれ以下の通りである——

衛星　日々の運動
I　382°・2
II　262°・74
III　190°・7
IV　131°・4

この法則によれば、第1衛星の運動量の5倍に第3衛星の運動量と第4衛星の運動量の4倍を加えると、その合計は第2衛星の運動量の10倍に等しくなる。計算は次のようになる——

5倍のI　＝　1911°・0
III　＝　190°・7　II　262°・74
4倍のIV　＝　10　525°・6
——————
2627°・4
2627°・3　ほぼ等しい。

この法則を検証することほど簡単なことはないが、なぜこの法則が成り立つのかという物理的な理由を示す課題はまだ解決されていない。

土星は古代人にとって最も遠くにある惑星であった。它は他の古代の惑星들よりもはるかに外側の軌道を公転しており、1781年に天王星が発見されるまでは、土星の軌道は最も遠い軌道と見なされていた。

太陽系の境界。環を持つこの惑星は、確かにそのような特別な位置を占めるにふさわしい天体であった。しかし今では、土星の広大な軌道が太陽系の境界まで及んでいないことがわかっている。これは素晴らしい発見であり、さらに素晴らしい発見へとつながり、土星の軌道のはるか外側で、望遠鏡でしか見ることのできない距離にある2つの巨大な惑星が存在することが明らかになり、太陽系の境界は大幅に拡大された。これらの天体には土星ほどの美しさはなく、実際、望遠鏡で撮影した画像としても十分なものではない。それでもなお、これらの外側にある惑星들は特別な興味を呼び起こす。それぞれの発見は天文学史上の重要な出来事であり、2つのうちより遠方にある海王星の発見こそがニュートン以来の天文学における最も偉大な成果だという見解が、おそらくもっともな理由に基づいて、今日まで続けられている。

第十四章　天王星
天王星と他の大惑星との違い――ウィリアム・ハーシェル――彼の出生と家系――ハーシェルのイングランドへの到着――彼の学問への情熱――天文学研究の開始――望遠鏡の製作――反射鏡の製造――音楽教授が天文学者に――系統的な研究――1781年3月13日――天王星の発見――観測の難しさ――その天体は彗星だったのか？――この発見の意義――ハーシェルの名声――ジョージ三世とバースの音楽家――ウィンザーにいた国王の天文学者――惑星天王星――それに関する数値データ――天王星の4つの衛星――それらの円形軌道――天王星の初期観測――フラムスティードの観測――レモニエも天王星を観測した――彼らの測定結果の有用性――楕円軌道――こうして提起された大きな問題。

私にとって、天王星の歴史やその発見に至る経緯は、科学史上最も魅力的で興味深いエピソードの一つであるように思えてきました。ここでは、太陽系の研究において全く新しい視点から物事を考察しています。他のすべての大惑星は古代から既に知られていましたが、それらに関する認識がどれほど誤っていたとしてもです。それらは目立つ天体であり、その動きによって星を観測する者たちの注意を引かないわけがありませんでした。しかし今回は、古代人にはその存在すら全く知られていなかった巨大な惑星について論じるのです。したがって、このテーマに取り組むにあたっては、まずこの天体が実際にどのように発見されたかを説明し、次にその物理的性質について何がわかるかを検討しなければなりません。

これまでの章々で、私たちは様々な天文学分野におけるウィリアム・ハーシェルという偉大な人物の名前に言及してきましたが、この特異な人物についてより詳しく触れるのは、本書のこの段階に至るまで意図的に先延ばしにしてきました。少なくとも初期段階における天王星の歴史とは、初期の……の歴史なのです。

ウィリアム・ハーシェルの経歴。これらを分けようとするのは、不可能であり、望ましいことでもないだろう。

著名な天文学者であるウィリアム・ハーシェルは1738年にハノーファーで生まれた。彼の父親は優れた人物で、やや質素な方法ではあったが音楽教授として働いていた。家族は10人おり、ウィリアムは4番目の子供だった。記録が残っている家族の全員が父親の音楽的才能を受け継ぎ、優れた演奏家となったことは注目に値する。この興味深い家族、ウィリアムの並外れた才能、音楽や哲学に関する長い議論、そして後年輝かしいキャリアを歩むことになる妹のキャロラインについて、多くの興味深い記述が残されている。ウィリアムはすぐに師から教われるあらゆる知識を習得し、14歳の時には既にオーボエやヴァイオルを上手く演奏できるようになっていた。彼はハノーファーの宮廷オーケストラに所属し、またハノーファー近衛兵団の楽団員でもあった。しかし間もなく、混乱した時代がハーシェルの家族を覆った。フランス軍がハノーファーを侵略し、ハノーファー近衛兵団はハステンベックの戦いで敗れ、若きウィリアム・ハーシェルも実際の戦闘を経験することになった。彼の健康状態はあまり良くなく、職業を変えることを決意した。その方法は、彼の伝記作家たちが正当化しようとはしないもので、率直に言えば彼は脱走し、無事にイギリスへ逃れることに成功したのである。20年以上後、ハーシェルが初めてジョージ3世国王に謁見した際、国王自身が正式な書面によって彼の赦免を与えたという、信頼できる記録がある。

19歳の時、この若い音楽家はイギリスで成功を求め始めた。最初は非常に厳しい状況に直面したが、勤勉さと技術力によってあらゆる困難を克服し、26歳になる頃にはイギリスに完全に定住し、自分の職業で成功を収めていた。1766年には、ハーシェルは音楽界でかなり高い地位を占めるようになっており、オクタゴン礼拝堂のオルガニストとなっていた。

バースでの日々、彼の時間は数多くの生徒たちに授業をすることや、コンサートやオラトリオの準備に費やされていた。
忙しい仕事の合間でも、ハーシェルは少年時代から持ち続けていた知識への渇望を失っていなかった。音楽活動で割けるわずかな時間も惜しみなく勉強に費やした。音楽理論のより難解な部分を習得したいという願望から数学を学び、そこから光学へと進むのは自然な流れだった。そして光学の研究を始めると、当然のように望遠鏡の知識に目を向け、最終的には天文学そのものに至ったのである。

彼の天文学への道のりはごく質素な形で始まった。偉大な天文学者が初めて天体の姿を目にしたのは、小さくて不完全な望遠鏡を通してだった。確かに以前から晴れた夜に空を見上げ、そこに輝く無数の星々を眺めて感嘆していたに違いない。しかし今、視力をわずかでも向上させることができるようになると、彼は魅了されるような光景を目の当たりにした。以前見ていた星々もはるかにはっきりと見えるようになっただけでなく、それ以前は見えなかった無数の星々が新たに見えるようになったのだ。自然の美しさに少しでも情熱を抱く者なら、これほど素晴らしい光景はないだろう。ハーシェルにとって、この光景は即座に彼の人生の流れを一変させた。音楽教授としての成功やオラトリオ、生徒たちのことはすぐに忘れ去られ、彼の残りの人生は最も高貴な科学の追求に捧げられることになった。

ハーシェルは、最初に興味を引かれたその小さくて不完全な器具に満足することはできなかった。彼はキャリアを通じて、自分の持てる最大限の能力を駆使して、すべてを自分の目で確かめることを決意していた。すぐにより良い器具を手に入れることを決め、購入を目的にロンドンの有名な光学機器メーカーに手紙を書いた。しかし、そのメーカーが要求した価格は、ハーシェルが支払えると思う額、あるいは支払うべきだと考える額をはるかに超えていた。瞬時に彼の決意は……

彼には望遠鏡が必要だった。そして、それを購入することができなかったため、自分で作ることを決意したのである。ヘルシェルにとっても科学にとっても、状況が彼をその決断へと駆り立てたのは幸運なことだった。しかし一見すると、この事業はいかに有望性が低いように思えただろう！昼夜を問わず忙しく働く音楽教師が、何の訓練も受けずに、最高度の機械的・光学的手腕を要する仕事で成功を収められると期待するなんて、実にあり得ないように思えた。しかし情熱と天才には克服不可能な困難など存在しない。バースが最も栄えていた時代にそこで素晴らしいコンサートを行った後、ヘルシェルは急いで家に戻り、レースの襟飾りを外す間も惜しんで、すぐに鏡筒を研ぎ、レンズを磨く作業に取り掛かった。かつての錬金術師の中で、鉛を金に変えるという目標にこれほど没頭した者はいなかった。彼は自宅を実験室に変え、居間を大工仕事場にした。彼の最良の寝室にあったのは旋盤だった。彼には望遠鏡が必要だった。そして作業を進めるうちに、単に良い望遠鏡ではなく、非常に優れた望遠鏡を手に入れたいと考えるようになった。努力が実を結び、ついに彼は当時世界で最も優れた望遠鏡を製造することに成功した。私たちはヘルシェルを天文学者として知っているが、彼が望遠鏡製作者としても大きな名声と相当な商業的成功を収めていたことにも注目すべきだ。彼の素晴らしい発見が世間に広まり、彼が自分の手で作った望遠鏡以外は使っていないことが知られるようになると、彼が作った望遠鏡への需要が生じた。彼は80台以上の大型望遠鏡に加え、多数の小型望遠鏡も製造したと言われている。これらのうち数台は外国の君主や権力者たちに買われた。[29]これらの著名人の中で有名な天文学者になった者はいないようだが、少なくとも彼らはヘルシェルの技術に対して高額な報酬を支払ったようで、大型望遠鏡の売上によって、科学者としてはかなりの富を得ることができたのである。

ヘルシェルが中年になるまで、彼は単に勤勉な音楽家としてしか一般に知られておらず、その分野ではバースだけでなくイングランド西部全体で高い評価を得ていた。望遠鏡の製作は彼の余暇の趣味に過ぎず、彼の音楽的才能を知り尊敬する人々のほとんどはそれについて知らなかった。1774年、ヘルシェルは初めて自ら手作りした望遠鏡を通して天体を観察する機会を得た。それは後に彼が作ったものと比べれば小さなものだったが、自分で望遠鏡を作れるという利点をすぐに実感した。夜ごとに経験から得られるアイデアを取り入れて改良を加えていき、時には鏡を拡大したり、取り付け部分を再設計したり、接眼レンズの欠陥を修正しようとしたりした。疲れを知らずに最高の性能を目指し、進歩するたびにより遠くの空を観察できるようになっていった。彼の情熱は、彼と同様に科学に深い関心を持つ数人の友人を引き寄せた。後に彼の最も親しい友人となるウィリアム・ワトソン卿と出会った経緯も、二人の性格をよく表している。ヘルシェルは月面の山々を観測していたが、時間が経つにつれて作業を続けるために家の前の通りに望遠鏡を持ち出す必要があった。ちょうどその時、ウィリアム・ワトソン卿が通りかかり、真夜中の公共の場で大きくて奇妙な見た目の望遠鏡を使っている天文学者という異様な光景に足を止めた。天文学に興味があったワトソン卿は立ち止まり、ヘルシェルが望遠鏡から目を離した際に月を見せてもらえないかと頼んだ。彼の願いは快く受け入れられた。おそらくヘルシェルは、活気に満ちた街の中でこのようなことに関心を持つ人はほとんどいなかったのだろう。彼はすぐにワトソン卿に惹かれ、ワトソン卿もすぐに同じ気持ちを返し、こうしてヘルシェルのその後のキャリアに重要な成果をもたらす友情が始まった。

ついに1781年がやってきた。それは彼の偉大な業績が実現される年だった。ヘルシェルは7年間にわたる天文学の実践経験を活かし、極めて優れた望遠鏡を完成させたのである。

その光学性能は、後に彼が作った望遠鏡の中にはるかに劣っていたが、それでも完璧なものであった。この反射望遠鏡を使ってハーシェルは系統的な観測を開始した。彼は、ある一定の明るさ以上のすべての恒星を体系的に調べる計画を立てた。彼がこの作業を始めた際に何を目指していたのかははっきりしないが、いずれにせよ、この仕事がこれほどまでに大きな成功を収めるとは彼には予想できなかっただろう。この観測の過程で、望遠鏡はある恒星に向けられ、その恒星が調べられ、次に別の恒星が視野に入れられ、それもまた調べられた。このような状況下では、各恒星は単なる光点としてしか見えない。その光点の明るさは、その恒星の明るさに応じて変わり、もちろん恒星の色も現れるが、識別可能な大きさや形は見分けられない。実際、望遠鏡の性能が高ければ高いほど、恒星の望遠鏡像は小さくなるのである。

ハーシェルがこの観測で何個の恒星を調べたかは分からないが、ともあれ1781年3月13日という忘れがたい夜に、彼はみずがめ座の無数の恒星の中で自ら定めた任務を遂行していた。間違いなく、次々と恒星が視野に入れられ、そしてまた消えていった。しかしついに、他のどの恒星とも異なる天体が視野に現れた。それは単なる光点ではなく、微小だが依然としてはっきりと識別可能な円盤状の形をしていた。その円盤がはっきりと識別可能だったと言うが、それはハーシェルの優れた望遠鏡を使った場合に限ることだ。他の天文学者たちも以前にこの天体を見ていた。実際、バース出身の音楽家が自作の望遠鏡でそれを観測する前に、その位置は少なくとも19回も測定されていたが、以前の観測者たちは低倍率の小型望遠鏡でしかそれを見ていなかった。発見された後でさえ、優秀な訓練を受けた観測者たちが良質な望遠鏡を使ってハーシェルの指導のもとで再び観測したとき、彼らは次々と、この偉大な天文学者の驚くべき洞察力を証言した。その洞察力によって彼は、ほぼ一目でそれを恒星と区別することができたのである。

もし星でないのなら、それは一体何なのでしょうか？この疑問に答えるための第一歩は、その天体をしばらく観測することでした。ハーシェルはまさにそうしました。彼は夜ごとにその天体を観察し、やがてこの天体と普通の星との間にある別の根本的な違いを発見しました。もちろん星というものは位置が固定しているのが特徴ですが、この天体は固定されておらず、夜ごとに星々に対する位置が変わっていました。この天体が太陽系の一員であり、興味深い発見がなされたことに疑いの余地はもはやありませんでした。しかし、ハーシェルが自分の成果の真の価値を理解するまでには数ヶ月の歳月が必要でした。彼は土星の外側を公転する別の巨大な惑星を発見したのだとは気づかず、それが彗星に違いないと考えていました。確かに、尾を持つ大きな彗星とは大きく異なって見えました。しかし、望遠鏡で観測される彗星の形態ともそれほど大きく異なるわけではなく、それが彗星である可能性も否定できませんでした。そのため、当初の発表もその見解に基づいて行われました。この天体の真の性質を明らかにするには時間が必要でした。その軌道をかなりの距離にわたって追跡し、異なる時期における位置を測定しなければ、数学者がその天体の軌道を計算することはできませんでした。しかし、一度この問題に注目が集まると、多くの天文学者が必要な観測を手伝ってくれました。これらのデータは数学者の手に渡り、最終的にこの天体は彗星ではなく、他のすべての惑星と同様に太陽の周りをほぼ円形の軌道で公転しており、その軌道は長い間太陽系の境界とされてきた土星の軌道の何百万マイルも外側にあるという結論が出されました。

この素晴らしい発見の意義を過小評価することは到底できません。5つの惑星は古来から知られており、適切な季節になれば肉眼でもはっきりと見ることができました。しかし今回、これらの惑星の最も外側をはるかに超えた場所を、水星や火星よりも大きく、金星や地球よりもはるかに大きな、また木星に次いで大きさを誇る別の素晴らしい惑星が公転していることが明らかになったのです。

土星。この素晴らしい新しい惑星は、あまりにも遠い宇宙の深みに位置していたため、その見事な姿にもかかわらず単なる小さな星のように見え、肉眼で観測できるのはごく稀な場合だけだった。この巨大な惑星がその壮大な軌道を一周するのには84年の歳月が必要であり、その軌道の直径は3,600,000,000マイルにも及んだ。

天文学の歴史とは、コペルニクスやケプラーの偉大な発見、ガリレオの望遠鏡を用いた成果、ニュートンの優れた理論、光の屈折に関する精緻な発見、その他多くの知的な偉業の記録である。しかし、オクタゴン礼拝堂のオルガニストが成し遂げたこの業績は、他のどの業績とも全く異なる位置を占めている。これまで、地球が属する天体系の一つが発見されたという記録は一切なかったのだ。古い惑星たちは確かに誰かによって発見されたに違いないが、太陽や月の発見について知っている以上のことはほとんど分からない。すべてが先史時代の出来事に過ぎないのだ。ここに初めて、地球と同様に太陽の周りを回り、また地球と同様に生命が住む可能性のある惑星が発見されたという記録が残されたのである。これほどユニークな業績は即座に科学界全体の注目を集めた。これまで天文学者として知られていなかったバースの音楽家は、瞬く間にその名を冠すにふさわしい最前線の人物として位置づけられた。あらゆる方面から、この未知の哲学者に対する強い関心が示された。当時まだ英語圏では馴染みのなかったハーシェルという名前は、あらゆる雑誌に掲載され、その名前の綴り方における間違いの数を記した興味深いリストも残されている。様々な科学協会も、これほど記念すべき出来事に際して急いで祝意を表した。

ハノーファー出身の音楽家による発見の知らせはジョージ3世の耳に届き、国王は発見者自身の口からその業績の内容を直接聞くため、ハーシェルを宮廷に呼び寄せた。ハーシェルは自分の望遠鏡の一つを持参し、また太陽系の図も用意して、発見の意義が正確にどこにあるのかを説明した。国王は大変驚いた。

ハーシェルの語りに興味を持ったのはもちろん、ハーシェル本人にも同様の関心が寄せられた。望遠鏡はウィンザーに設置され、天文学者の指導のもと、国王に土星やその他の素晴らしい天体が見せられた。翌日、宮中の女性たちが、国王を喜ばせたその驚異的な光景を自分たちにも見せてほしいとハーシェルに頼んだという話もある。望遠鏡は女王の部屋の窓に設置されたが、夜になると空は雲に覆われ、星は見えなかった。これは、他のどの天文学者と同様に、ハーシェルにとってもよく知られた苦い経験だった。しかし、ハーシェルのように、この状況から巧みに切り抜ける姿勢を見せられる天文学者はそう多くはいない。彼は女性の生徒たちに望遠鏡の構造を説明し、鏡の作り方や磨き方についても解説した。そして、雲が消える気配がないことを見て、本物の土星は見せられないが、代わりに人工的な土星を展示することを提案した。許可が下りると、ハーシェルは望遠鏡を空から向けて、遠くの庭の壁に向けた。望遠鏡を覗くと、土星とその球体、環系が非常に正確に再現されており、ハーシェルによれば、熟練した天文学者でさえも欺かれるかもしれないほどだった。実際、その日のうちにハーシェルは夕方になると空が曇るだろうと予想しており、緊急時に備えて段ボールに土星の形を切り出し、それを遠くの庭の壁に立て、後ろからランプで照らす準備をしていたのだ。

このウィンザー訪問は、ハーシェルにとっても科学にとっても極めて重要な結果をもたらした。彼は非常に良い印象を与えたため、国王は彼にウィンザーの王室天文学者という特別な職を与えることを提案した。国王は大型望遠鏡を設置するための資金を提供し、ハーシェルには年間200ポンドの給与が支給された。もっとも、この金額は天文学者の生活に必要な費用をやや控えめに見積もったものだった。ハーシェルはこれらの詳細を、常に寛大に接してくれた友人W・ワトソン卿以外には誰にも話さなかった。ワトソン卿は「君主の名誉がこれほど安く買えるとは」と叫んだ。

他の問い合わせ者たちに対しては、ハーシェルは単に国王が自分の面倒を見てくれるとだけ答えました。この職を受け入れることは、この偉大な天文学者にとって間違いなく重大な決断でした。彼はすぐに、当時多くの収入源となっていた音楽家としてのキャリアを完全に捨て去ったのです。しかし彼の決意はすぐに固まりました。彼がすでに天文学への献身を示してきた熱意は、記憶に残る一連の研究活動の始まりに過ぎないことを彼は知っていました。実際、彼は長い間、自分の才能が示す道を歩むことが自分の義務だと感じていました。彼はもはや若者ではありませんでした。中年に達しており、まだ成し遂げるべき人生の仕事があると知っている者にとって、時間は特に貴重なものでした。彼は一気にあらゆる気晴らしから自分を解放し、生徒たちやコンサート、バースでの全ての人間関係を即座に断ち切りました。そして国王の申し出を喜んで受け入れ、1、2度の移住を経てウィンザー近郊のスローに永住することにしました。

実際、天王星の発見に関連して最も重要だったのは、ハーシェルの比類のない観測能力が発見されたことだとよく言われています。天王星は遅かれ早かれ発見されていたはずです。もしハーシェルがいなかったとしても、私たちは間違いなくずっと前に天王星を知っていたでしょう。科学にとって本当に重要だったのは、通常の専門的な仕事の細かい業務から彼を解放し、ハーシェルの才能を十分に発揮させることでした。天王星の発見によってこれが実現し、それによって天文学はハーシェルの今後のすべての研究成果を得ることができたのです。[30]

天王星はあまりにも遠くにあるため、現代で最も優れた望遠鏡でさえもその姿をはっきりと捉えることはできません。ハーシェルがそうしたように、私たちもその惑星には明確な円盤状の形があることがわかります。その円盤の大きさを測定することから、天王星の直径は約31,700マイルであると推定されます。これは地球の直径の約4倍であり、したがって天王星の体積は地球の約64倍になるはずです。また、他の巨大惑星と同様に、天王星も全体としてここで見られる物質よりもはるかに軽い物質で構成されているようです。そのため、地球の64倍の大きさであっても、天王星の密度は地球の15倍程度に過ぎないのです。

重い。私たちの宇宙に他の場所で見られる類推に頼るならば、天王星が軸の周りを回転していることにほとんど疑いの余地はない。しかし、表面がこれほど小さくかつ暗い天体では、この回転を証明する通常の方法はほとんど利用できない。したがって、回転周期も不明である。分光鏡によれば、天王星は私たちの地球にはないような気体を含む特異な大気に覆われていることがわかる。

しかし、非常に大きく高性能な望遠鏡を持つ天文学者たちにとって興味深い点が天王星には一つある。天王星には衛星群が伴っており、その中には検出するために極めて精密な観測が必要なほど暗いものもある。これらの衛星の発見は、後にヘルシェルが成し遂げた業績の一つである。だが驚くべきことに、彼の鋭い洞察力や細心の注意にもかかわらず、これほど繊細な対象に関しては誤りを犯すことがあったのだ。彼が衛星だと考えていたものの中には、実際には単に視野内に位置していただけの、はるかに遠方にある恒星だったものもあるようだ。現在では、天王星の既知の衛星は4つあり、その動きは長期にわたる興味深い望遠鏡観測の対象となっている。これら4つの衛星の名前は、アリエル、ウンベリエル、ティタニア、オベロンである。中心天体からの距離の順に並べると、最も近いアリエルは2日12時間で公転を終え、最も遠いオベロンは13日11時間かかる。

ケプラーの法則によれば、衛星が主星の周りを回る軌道も、主星が太陽の周りを回る軌道も、どちらも楕円でなければならない。しかし、その曲線の実際の離心率については大幅な自由度が残されている。楕円はほぼ円に近い形を取ることも、完全な円になることも、あるいは円とは全く異なる形になることもある。一般的に惑星の軌道はほぼ円形だが、完全な円形の軌道は存在しない。現在のところ、完全な円形運動に最も近いのは、天王星の衛星들が主星の周りを回る軌道だと言える。これらが…

その軌道は完全に円形である。言えるのは、私たちの望遠鏡ではそこからの何らかの偏差を測定することができないということだけだ。また、天王星の衛星たちの軌道がすべて同じ平面内にあるという点も興味深い特徴である。これは太陽を周回する惑星たちの軌道には当てはまらず、他のどの衛星系においても見られない現象だ。しかし、天王星系で最も奇妙な特徴は、この平面が占める位置にある。これは実に、土星の環自体ほどにも我々の太陽系における異常事象と言える。すでに述べたように、地球が太陽の周りを回る平面は、他の主要な惑星たちが回る平面とほぼ一致している。小惑星たちの軌道も大きな範囲で同様であるが、ここには地球の運行平面に対してかなり大きな角度で傾いている軌道も存在する。月の軌道もまた、この惑星平面系に近い。土星や木星の衛星たちの軌道も同様であり、最近発見された火星の衛星たちでさえも例外ではない。少なくとも主要な惑星に関して言えば、太陽系全体を一つの平面に完全に平らにするためには、比較的少ない修正しか必要ないだろう。しかし、この規則にはいくつか顕著な例外がある。天王星の衛星たちは、他のすべての軌道が近づく平面とは全く一致しない平面内を回っている。実際、天王星の衛星たちの軌道は、天王星自身の軌道にほぼ直角に交わる平面内にある。我々にはこの現象について満足のいく説明を与えることはできない。しかし、天王星系の誕生において、何らかの非常に特異で局所的な影響があったに違いないことは明らかだ。

1781年に天王星が発見されて間もなく、その軌道を決定できるほどの観測データが集まった。軌道が分かれば、過去のどの時点に惑星がどこにいたか、また将来のどの時点にどこにいるかを算出するのは単なる数学的計算に過ぎなかった。興味深いことに

そこで、ハーシェルによって発見される以前に、この惑星に関する何らかの観測記録が存在する可能性がどの程度あるのかという疑問が生じた。天王星は6等級の恒星のように見える。ハーシェルが持っていたような高性能な望遠鏡を持っていた天文学者は多くなく、またハーシェル特有の鋭い観察力という資質もさらに稀なものだった。したがって、もし以前の観測記録が存在するとしても、それは単に普通の望遠鏡でも見え、しかもかなり明るい恒星として記録されているだけであり、何千もの似たような恒星の中で特別な注目を集めることはなかっただろうと予想される。初期の多くの天文学者たちは、星々のカタログを作成するという有益で骨の折れる仕事に専念していた。星のカタログを作成する際には、望遠鏡を空に向けて星々を観測し、その位置を正確に測定し、星の明るさも評価していった。こうして、将来的にどの星であるかを識別できるように、各星の情報が忠実に記録されたカタログが徐々に編纂されていった。正確な天文学が誕生してから現在に至るまで、何百、何千もの星々が様々な時期に記録されてきたのである。そこで、天王星が恒星にそっくりであり、かつ十分に明るくて、たとえ性能の普通の望遠鏡を持つ天文学者の注意を引くほどだったのだから、既に観測されており、古いカタログの中に恒星として記録されている可能性があるという考えが出された。これは実に注目に値するアイデアであり、次章で論じる重要な発見と関連して非常に重大な意味を持つものだった。しかし、どのようにしてそのようなカタログの調査を行うのか？天王星は絶えず動いているのだから、このような調査には不確実性が満ちているように思える。では、注目すべき例を見てみよう。

グリニッジにある偉大な国立天文台は1675年に設立され、初代王室天文官は著名なフラムスティードであった。彼は1676年に天体の観測を開始し、その一連の観測は今日に至るまで続けられ、科学に計り知れない恩恵をもたらしてきた。

当初、使用されていた望遠鏡はかなり原始的なものでしたが、数年を経てフラムスティードは恒星のカタログを作成するのに十分な望遠鏡を手に入れることに成功し、この仕事に並外れた熱意を注ぎました。フラムスティードの『Historia Cœlestis』という記念すべき著作の中に、天王星の最初の観測記録が残されています。まず、他の大惑星と同様に、天王星の軌道も黄道面に対してごくわずかな角度で傾いていることが分かっていました。したがって、天王星は常に黄道沿いでしか見られず、各年におけるその位置を計算することが可能でした。そうして1690年には、天王星がちょうどフラムスティードが観測を行っていた時期に黄道上の同じ位置にあったことが分かりました。当然、フラムスティードの観測記録を調べて、いわゆる恒星の中に天王星が含まれていないかを確認する必要がありました。『Historia Cœlestis』の中に、その日付に天王星がいたはずの位置と全く同じ場所にある天体が見つかりました。これが天王星なのでしょうか？すぐに決定的な検証方法がありました。望遠鏡を、フラムスティードが6等星だと見なした空の場所に向けてみたのです。もしそれが本当に恒星なら、今でも見えるはずです。実際に試してみましたが、そのような星は見つからず、したがってこれが本当に天王星だという推測は少しも疑う余地がありませんでした。すぐに他の裏付けも得られました。ブラッドリーやトビアス・マイヤーも天王星を観測していたことが明らかになり、またフラムスティードが一度だけでなく、1712年と1715年に4回もその位置を測定していたことも分かりました。しかしフラムスティード自身は、目の前にあったこの発見に気づくことはありませんでした。彼は当然、これらの観測がすべて異なる恒星に関するものだと考えていたのです。さらに注目すべき例はレモニエで、彼は実際に12回も天王星を観測し、1769年1月には連続4日間にわたって記録さえ残しています。もしレモニエが自分の観測記録を注意深く見直し、昨日観測した星が今日には消え、今日見える星が明日には移動してしまうという現象に気づいていれば、天王星が発見され、ウィリアム・ハーシェルよりも先にそれが知られることになっただろうことは間違いありません。果たしてレモニエはそれを有効に活用できただろうか。

ヘルシェルと同じような名声を彼も得られたのだろうか？これは決して答えられない問題のように思えるが、現在の筆者のようにヘルシェルを高く評価する人々であれば、レモニエが彼の観測結果を比較しなかったことは科学にとって極めて幸運だったと考えるだろう。[31]

これら初期の天王星の偶然の観測結果は、単なる歴史的興味や好奇心の対象として見なされるべきものではない。それらが科学自体にとって極めて重要であることは、数言で示すことができる。天王星が太陽の周りを一周するのに84年もの歳月を要することを忘れてはならない。この惑星は発見以来既に一回の公転を完了しており、1900年時点ではさらにその三分の一以上の公転を終えている。軌道の性質を正確に研究するためには、できるだけ多くの測定値を、できるだけ長い期間にわたって得ることが望ましかった。これは、初期の天王星観測結果が特定されたことによって大いに実現された。軌道に関する大まかな知識だけでも、カタログでその惑星を見つけた際に十分な精度でその位置を特定することが可能だった。しかし、それらの助けによって実際の観測結果が発見されると、天王星の正確な位置が分かるようになり、その結果、かつては1回の公転分程度しか分かっていなかったこの惑星に関する知識が、現在では2回以上の公転分に及ぶ情報へと拡大したのである。

この惑星の観測から、その軌道が楕円形であることが判明する。私たちは発見以降の観測データからこの楕円を計算することができる。また、発見以前の初期の観測データからも楕円を計算することができる。もしケプラーの法則が厳密に検証されているのであれば、当然、現在の公転における楕円は、以前の公転や他のどの公転における楕円とも何ら違いがあってはならない。この点は、古代の観測データから導き出された楕円と現代の観測データから導き出された楕円を比較することによって興味深い方法で検証できる。これらの楕円は互いに非常によく似ており、ほぼ同一である。しかし最も重要なのは、あらゆる要因を考慮に入れてもそれらが完全に同一ではないという点である。

次章で説明される原理に従えば、これは既知の摂動源と言える。したがってケプラーの法則は天王星の場合においては絶対的に真実ではないようだ。ここには、我々が最も真剣かつ注意深く対処すべき問題があるのだ。惑星の運動を制御する際に、我々は何度もケプラーの法則の普遍性を確認してきたのではないか。では、どうすればこの法則と、天王星の運動に疑いなく存在する不規則性とを調和させることができるのだろうか？

もう少し詳しくこの問題を見てみよう。ケプラーの法則は重力の法則から導き出されるものであることはわかっている。太陽の引力によって惑星は太陽の周りを楕円軌道で運動し、太陽と惑星が互いの引力のみに任され、他の力が介入しなければその楕円軌道は微塵も変化しないこともわかっている。また、既知の各惑星が軌道の形や位置に与える影響も計算することができる。しかし、こうしたすべての摂動的影響を考慮に入れても、観測された軌道と計算された軌道は一致しない。結論は明らかだ。天王星は太陽の引力や天王星より内側にある我々の太陽系の惑星たちの引力のみによって運動しているのではなく、既知の力以外にも何らかの別の力が天王星に作用しているに違いない。このテーマの展開については、次章で詳しく論じる。

第十五章　海王星
海王星の発見――数学的成果――太陽の引力――すべての天体が引き合う――木星と土星――惑星の摂動――三体問題――自然が問題を単純化した――近似解――成功の要因――地球に関する問題の定式化――ラグランジュの発見――離心率――すべての惑星が同じ方向に公転する必要性――ラグランジュの発見は、より最近の成果ほど劇的な興味を持たない――天王星の不規則性――未知の惑星は天王星の軌道の外側を公転しなければならない――問題に必要なデータ――ル・ヴェリエとアダムスが共にこの問題を研究――アダムスが惑星の位置を示唆――探索の方法――ル・ヴェリエもまた問題を解決――望遠鏡による惑星の発見――競合する主張――海王星の初期観測――海王星の望遠鏡観測の困難さ――軌道の数値的詳細――外側に惑星は存在するのか？――水星と海王星の対比

本章では、科学の歴史全体を探しても類例を見出すことのできない、極めて特異な発見について述べる。ここでは実用的天文学の技術的詳細には触れない。海王星は、精密な望遠鏡観測によってではなく、深遠な数学的研究によって初めて明らかにされたのである。科学史上この画期的な時代を、その重要性にふさわしい十分な詳細をもって説明する必要があり、したがって物語の冒頭で、これまであまり言及されてこなかった、難解だが興味深い天文学の分野について簡単に触れる必要がある。

太陽系における最も強力な支配力は太陽の引力である。系内の各惑星はこの引力を受け、そのために楕円軌道を描きながら太陽の周りを公転せざるを得ない。天体が引力源として持つ効果はその質量に正比例し、太陽の質量は木星の質量の1000倍以上であり、木星自体の質量は他のすべての惑星の質量の合計を上回っている。したがって、太陽の引力が必然的に最も重要な決定要因となるのである。

私たちの天体系における運動の力です。しかし、万有引力の法則は単に太陽が各惑星を引き寄せるとだけ述べているわけではありません。万有引力とははるかに一般的な原理であり、宇宙にあるあらゆる物体が他のすべての物体を引き寄せると主張しています。この法則に従えば、各惑星は太陽だけでなく無数の物体によっても引き寄せられなければならず、その惑星の運動はこれらすべての引力の総合的な結果となるのです。太陽系に対する恒星の影響については、無視できるほど微小であるため、すぐに除外してもよいでしょう。恒星は疑いなく巨大な物体であり、多くの場合太陽よりも大きさが上回る可能性がありますが、万有引力の法則によれば引力の強度は距離の二乗に反比例して減少します。ほとんどの恒星は太陽から100万倍も遠くにあり、そのためその引力は極めて微弱で、この問題を議論する上では全く無視できるほどです。私たちが考慮すべき引力とは、系内のある物体が別の物体に作用して生じるものだけです。例えば、私たちの天体系で最も大きな2つの惑星、木星と土星を取り上げてみましょう。これらの惑星は主に太陽の引力によって公転していますが、同時に各惑星は他のすべての惑星を引き寄せており、その結果、それぞれが本来占めるべき位置からわずかにずれてしまいます。天文学の用語を使えば、木星の軌道は土星の引力によって乱され、逆に土星の軌道も木星の引力によって乱されると言えます。

長年にわたり、惑星の運動におけるこのような不規則性は、天文学者たちが解決できない問題として残っていました。しかし徐々に、一つまた一つと困難が克服されてきました。確かにまだ完全には説明されていない小さな不規則性も残っていますが、この種のより大きく重要な現象はすべてよく理解されています。これは天文学者がその学問分野全体の中で直面する最も難しい問題の一つです。彼はここで、ある惑星が別の惑星にどのような影響を与え得るかを計算しなければなりません。このような計算には非常に困難な課題が山積しており、数学の最も高度な分野における卓越した技術によってのみ克服できるのです。では、問題の本質が何であるかを明らかにしましょう。

二つの物体が互いの引力によって動くとき、両者は正確に決定できる曲線上を回転する。実際、それぞれの軌道は楕円であり、二つの物体を一つの系として考えた場合、その重心が両者の共通の焦点となる。太陽と惑星の場合、太陽の質量が惑星の質量に比べて圧倒的に大きいため、両者の重心は太陽の中心のごく近くにある。この場合、大きな物体の軌道は惑星の軌道に比べて非常に小さい。これらの問題は、かなり単純な手法によっても極めて正確に計算することが可能である。しかし今度は、他の各物体を引き寄せ、同時にそれらからも引力を受ける第三の物体をこの系に加えてみよう。この引力の結果、第三の物体は位置を変え、それに伴って他の物体への影響も変化する。他の物体もまたそれに作用し、こうした作用と反作用によって系には終わりのない複雑さが生じる。これが有名な「三体問題」であり、ニュートンの時代以来、ほぼすべての偉大な数学者の関心を集めてきた。数学的な観点から述べ、何らの条件によってもその複雑さが緩和されないこの問題は、解くことが不可能なものである。数学者たちは、宇宙空間を自由に運動する三つの物体の相互引力を扱うことがまだできていない。実際の太陽系のように物体の数が三つ以上の場合、問題はさらに解決不可能になる。

しかし自然はこの点において私たちに好意的であった。確かに自然は正確に解くことのできない問題を提示したが、太陽系に見られるように、問題に特定の特徴をもたらすことで困難を大幅に軽減してくれたのである。私たちは依然として数学者が求める厳密な解を出すことはできない。算術のように完全に解くことはできないが、ほぼ同等に有用なことはできる。つまり、問題を近似して解くことができるのだ。ある惑星が他の惑星に与える影響を非常に高い精度で把握でき、さらに努力を重ねることで不確実性の範囲を望む限り低く抑えることができる。こうして私たちは、科学上のあらゆる目的に十分な実用的な解を得るのである。それは私たちに役立つのだ。

惑星の位置を絶対的な数学的精度で知ることはほとんど不可能である。もし真の位置に極めて近い近似値で目的を達成でき、どんな望遠鏡でもその差を見分けることができないのであれば、あらゆる実用的な目的は達成されたことになる。この場合、我々が克服できない困難を乗り越えられる理由は、太陽系における三体問題が持つ特異な性質にある。まず第一に、太陽の質量はあまりにも巨大であり、もし他のどの惑星とも質量で競うことになれば重要となる多くの要素が見過ごされてしまう。我々が成功できるもう一つの要因は、惑星の軌道同士の傾きが小さいことであり、軌道がほぼ円形であるという事実も作業を大いに容易にしている。宇宙の他の場所に住む数学者たちは、同じような恵まれた状況にはない。恒星系の中には、我々の太陽系が持つような緩和要因が全くなく、三体問題やそれ以上の多数体問題に直面しなければならない例が少なくない。オリオン座のθ星のような素晴らしい星々の集団では、大きさがほぼ同等の三つか四つの天体が存在し、それによって極めて複雑な運動が生じる。たとえ地球の数学者たちがそうした問題に取り組む勇気を持ったとしても、当面は解決する見込みはない。そのような研究は正確な観測を基盤としなければならず、現在ではこれら遠方の星系の観測はその目的には全く不十分である。

ケプラーの法則に従って惑星が太陽の周りを乱れることなく公転すれば、その惑星には恒常的な気候条件が保証されるだろう。例えば地球であれば、ケプラーの法則のみに従えば、1年の毎日、昨年の同じ日にいたまさに同じ位置に戻ることになる。太陽が変わらない限り、地球が受ける熱量も世代を超えて一定のままであり、現在の気候は無期限に維持されるかもしれない。しかし、惑星間の干渉が存在することが認識されて以来、そのような干渉がもたらしうる影響に関して極めて重要な疑問が生じている。今や我々は、地球の軌道が絶対的に固定されているわけではないことを知っている。

その軌道は金星や火星によって乱されている。我々の太陽系にあるすべての惑星によって、それは乱されているのだ。確かに、1年間、あるいは100年間という短い期間では生じる変化の量はそれほど大きくない。今年の地球の軌道を表す楕円も、100年前の地球の動きを表す楕円と大きく異なるわけではない。しかし重要な問題は、実際に存在するわずかな違いが絶えず増大し続け、最終的には我々の気候を変えたり、生命そのものを不可能にしたりするほどの規模に達する可能性がないかという点である。実際、注意深く計算しないでこの問題を見れば、我々の太陽系がそのような運命をたどることの方がよりありそうに思える。この地球は巨大な木星の軌道の内側を回っている。したがって常に木星の引力を受けており、地球がその巨大な惑星を追い越して木星と太陽の間に入ると、二つの天体は比較的近接しており、地球は木星によって外側へ引っ張られる。このような乱れの傾向は、地球を徐々に太陽から遠ざけ、結果として地球の軌道がますます広がっていく方向に作用すると考えられるかもしれない。しかし、このような表面的な推理だけでは力学上の問題を解決することはできない。この問題は数学的分析の場に持ち込まれ、そこで事例のあらゆる要素が適切に考慮されなければならない。このような研究は決して簡単なものではない。惑星の摂動理論におけるラグランジュやラプラスの発見は、天文学における最も顕著な成果の一つであり、彼らの卓越した才能を要するものであった。

ここでは、これら偉大な数学者たちが用いた推理を説明しようとすることはできない。それは数学者自身の公式によってのみ表現でき、数学の学習を何年も積んでいなければ理解することは困難だろう。幸いなことに、ラグランジュやラプラスが導き出した結果は、他の数学者たちの研究によっても十分に裏付けられており、平易な言葉で説明することが可能である。

太陽と、それを周回する2つの惑星の場合を考えてみましょう。これら2つの惑星は互いに影響を及ぼし合いますが、その影響の大きさは太陽がそれぞれの惑星に与える影響に比べればごく小さいものです。ラグランジュは、各惑星が動く楕円が他方の惑星の引力によってある程度徐々に変化していくにもかかわらず、摂動では永続的に変えることのできない曲線の特徴が1つあることを示しました。それは楕円の長軸であり、したがってそれの半分に相当する惑星と太陽との平均距離も変わらずに保たれなければなりません。これは実に予期せぬ重要な発見でした。これにより、摂動が系の安定性に与える影響に関するあらゆる不安がすぐに払拭されました。火星や金星、木星や土星の引力があっても、私たちの地球は永遠に太陽から同じ平均距離を保ちながら公転し続け、少なくともこの要素に関しては季節の巡りや1年の長さも永遠に変わらないままであり続けるのです。

しかしラグランジュはさらに研究を深めました。平均距離は変わらないものの、地球が描く楕円の離心率が摂動の影響を受けないかどうかはまだ不明でした。これも先ほど述べた問題に劣らず重要な問題です。たとえ地球が太陽から同じ平均距離を保ったとしても、最も近い距離と最も遠い距離は大きく異なる可能性があります。地球は軌道のある部分で太陽に非常に近づき、反対側の部分では非常に遠くまで離れるかもしれません。私たちの地球とその住民の安寧にとって、これは平均距離の問題と同じくらい重要なことです。1年の半分で過度な熱が生じても、もう半分で熱が不足している分を補うには不十分です。ラグランジュはこの問題も分析にかけました。再び彼は数学的な困難を克服し、私たちの天体系が永続的であることを証明することができました。確かに今回は各軌道の離心率が一定に保たれるとは言えませんでした。しかし彼が断言し、十分に証明したのは、

各軌道の離心率は常に小さく保たれる。地球の軌道の形状は徐々に膨らんだり収縮したりすることがわかっている。楕円の最大長は一定だが、時には円に近づき、また時にはより楕円形になる。これらの変化は狭い範囲内に収まっており、たとえそれが測定可能な気候変動に対応している可能性があっても、離心率が無限に増大する場合のように太陽系の安定性が危うくなることはない。ラグランジュは再び微積分の手法を用いて、惑星の運行軌道の傾きに対する摂動が与える影響を研究した。この場合の結果も、離心率に関して得られた結果と同様であった。惑星同士の相対的な傾きが小さいという前提から出発すれば、数学的にそれが常に小さく保たれることが証明される。したがって、惑星間の摂動は太陽系の安定性に影響を与えることはできないという結論に至る。

もし物事が別の方向に進み得たかもしれない状況を考えてみれば、これらの記念すべき研究の重要性がよりよく理解できるだろう。私たちの太陽系とあらゆる点で似ているが一つだけ違う系を想定してみよう。その系にも私たちの太陽系と同じように太陽があり、惑星や衛星の系も私たちのものと同じである。この仮想的な系にあるすべての天体の質量を私たちの太陽系の質量と同じにし、距離や周期も両者で同じにする。また、すべての軌道面も同じ位置にあるとする。しかし、この仮想的な系には、私たちの太陽系にはない崩壊の種が含まれているかもしれない。この想像上のモデルには、まだ指定していない点が一つある。私たちの太陽系では、すべての惑星が太陽の周りを同じ方向に公転している。仮想的な系では、一つの惑星の軌道方向を逆にすることでこの法則が破られているとしよう。このわずかな変化だけで、その系は惑星間の摂動によって破壊される危険にさらされることになる。ここに、惑星が太陽の周りを公転する方向の驚くべき均一性が必要である理由がある。もしこの方向が均一でなかったなら、私たちの太陽系は必ずや…

確率論的に言えば、それらは何世紀も前に滅びてしまったはずであり、私たちがここで摂動やその他の問題について議論している場合ではない。

これらの素晴らしい発見を成し遂げた偉大なフランスの数学者の功績は素晴らしかったものの、重力の法則に応用された数学的分析が達成した最終的な勝利を目の当たりにしたのはこの世紀となった。ラグランジュの業績には、天王星の外側を回る海王星の発見によって太陽系の範囲をさらに広げたル・ヴェリエとアダムスの発見ほどの劇的な興味はない。

私たちはすでに、天王星の初期の観測結果と発見以降の観測結果を調和させようとした際に直面した困難について触れてきた。この惑星の公転軌道が変化していること、そしてその結果、天王星は太陽の引力以外の何らかの力の影響を受けているに違いないことを示した。

では、これらの干渉力の性質は何なのかという疑問が生じる。既に知られている二つの惑星間の相互的な影響について学んできたことから、天王星の不規則性は他の惑星の引力によって説明できないかと考えるのは自然だ。天王星は土星のすぐ外側を回っている。土星の質量は天王星の質量よりもはるかに大きい。土星が天王星を横に引っ張り、それによって変化を引き起こしているのではないだろうか？これは数学者が判断すべき問題である。彼は土星がどれだけの影響を与えられるかを計算することができ、間違いなく土星は天王星にある程度の変位を引き起こす能力があることがわかる。同様に、巨大な質量を持つ木星も天王星に影響を与え、数学者が計算によってその干渉を明らかにしている。既知のすべての惑星について計算が行われた後、それらの結果が天王星に適用され、観測された軌道の不規則性を完全に説明できると期待された。しかし、実際にはそうではなかった。既知のすべての干渉源を慎重に考慮した後でも、天王星は依然として何らかの別の要因の影響を受けていることが示され、したがって天王星は何らかの未知の力の影響を受けているに違いないという結論が導かれた。

その未知の天体とは何であり、どこに存在するのでしょうか？
この問題を考察する上で、類推が指針となりました。惑星の運動が乱れる原因としては、他の惑星の引力以外に考えられないのです。もしかすると、天王星は当時まだ全く知られていなかった別の惑星に引き寄せられていたのではないでしょうか？この仮説は多くの天文学者によって提唱され、その未知の天体が満たすべき条件もいくつか特定されました。まず第一に、その軌道は天王星の軌道の外側にある必要があります。観測される不規則性を生み出すためには、その未知の惑星は大きくて質量の大きなものでなければならないからです。もしそれが天王星よりも近ければ、目立つ天体となり、とうに発見されているはずです。また、天王星の運動の乱れが惑星の引力によって引き起こされているのであれば、その天体はハーシェルが発見した天体の外側を公転しているはずだという論理もありました。
惑星系全体の一般的な法則からも、未知の惑星の軌道は必然的に楕円形であるものの円にほとんど変わらず、その運動する平面も地球の公転面とほぼ一致しているはずだという仮説を裏付けることができました。

新しい惑星を発見するための唯一のデータは、天王星が軌道上のさまざまな位置で示す偏差の測定値でした。私たちは、これらのさまざまな摂動を説明できるように、未知の天体の軌道やその惑星自体の質量を適切に決定しなければなりません。例えば、仮想の天体との距離をある値と仮定し、その距離において摂動を説明できる軌道と質量を求めてみましょう。最初の仮定はおそらく大きすぎるでしょう。そこで、もっと小さい距離で再試行します。これにより、観測値をより正確に表現できます。三度目の試行ではさらに精度が高まり、最終的に未知の惑星の距離が決定されます。同様の方法で、その天体の質量も決定できます。ある値を仮定し、摂動を計算します。もし得られた結果が観測値よりも大きければ、仮定した質量は大きすぎるということになります。そこで仮定を修正し、より小さい値で再計算を繰り返し、最終的に…

私たちは、実際の測定結果と調和するような惑星の質量を算出する。未知の軌道の他の要素、すなわち離心率や軸の位置も同様の方法で明らかにされるべきである。ついに、未知の惑星が一定の質量を持ち、特定の位置を持つ軌道を描いていれば天王星の摂動は完全に説明できることが分かった。また、全く異なる軌道や大幅に変化した質量では観測事実を説明できないことも明らかになった。

これらの驚くべき計算は、イギリスとフランスにいた二人の天文学者によってほぼ独立して行われた。二人ともこの難問に取り組み、それぞれ解決に成功したのである。イギリスの科学者たちとフランスの科学者たちは、この偉大な発見に対する各自の支持者の主張について意見を交わしたが、これらの記念すべき研究から40年が経過した今、この問題は徐々に解決されつつある。イギリスやフランス以外の科学界の公正な判断によれば、この科学上の偉大な成果の功績は、故ケンブリッジ大学の高名なJ.C.アダムス教授と、故パリ天文台長のU.J.J.ル・ヴェリエの間で均等に分けられるべきものである。

1843年、アダムス氏がケンブリッジで学位を取得し、優秀な成績を収めた直後、彼は天王星の摂動に注目し、その摂動だけを手がかりに未知の惑星の探索を始めた。これは長期にわたり困難な作業であり、膨大な数値計算や卓越した数学的才能が求められたが、徐々にアダムス氏は困難を克服していった。研究が進むにつれて、彼は天王星の摂動が外部に存在する惑星によって完全に説明できることを理解し、ついにはその外惑星の軌道だけでなく、未知の惑星がどこにあるかも特定することができた。研究がこの段階に達した1845年10月、アダムス氏はグリニッジにいる王立天文官ジョージ・エアリー卿のもとを訪れ、その計算結果を手渡した。

まだ誰にも観測されていないその惑星の位置を、驚くほど正確に突き止めたのである。つまり、他の人々がこの問題を解決する7ヶ月前に、アダムス氏はすでにその難問を克服し、実際にその惑星が現在知られている位置からわずか1度強離れた場所にあることを特定していたのである。この発見を完成させ、アダムス教授およびイギリスの科学界がこの功績の全ての栄誉を独占するために必要だったのは、示された領域の空を徹底的に望遠鏡で調べることだけだった。

なぜ、すぐにそのような調査が行われなかったのかと言えば、40年前にもし天文台が今あるような精密な星図を備えていたなら、間違いなくそうした調査が行われただろう。星図がなかったため（未知の惑星が存在する天域に関する星図はまだ何も発表されていなかった）、その惑星を探すのは極めて骨の折れる作業だった。新しい惑星はその可視的な円盤によって検出できるかもしれないという提案もあったが、私たちにはるかに近い天王星でさえ、その円盤は非常に小さく、ハーシェルの鋭い目にも気づかれずに何十回も観測されていたことを忘れてはならない。したがって、海王星を見つけるために利用できる方法は一つしか残っていなかった。それは、示された領域の空の星図を作成し、夜ごとにその星図と実際の星空を比較することだった。これほど困難な作業を開始する前に、王立天文官はアダムス氏の研究結果を厳しい予備的検証にかけることが適切だと考えた。アダムス氏は、自らの理論が天王星の経度方向の摂動を正確に説明できることを示していた。王立天文官は、アダムス氏に天王星の距離の顕著な変動についても同様に明確な説明ができるか尋ねた。彼の理論ならば、これらの変動についても満足のいく説明が可能だったことは疑いようがない。しかし残念ながら、アダムス氏はこの問題を十分重要だとは思わず、王立天文官にすぐに返答することはしなかったようであり、その結果、アダムス氏が初めて自らの研究成果を王立天文官に報告してから、実際に調査が始まるまでには9ヶ月もの時間が経過してしまったのである。

その惑星を探すための望遠鏡による捜索が系統的に開始された。これまでアダムス氏の研究については何も公表されていなかった。彼の努力は、王立天文官およびケンブリッジ大学のチャリス教授以外にはほとんど知られておらず、後に捜索の任務はチャリス教授に委ねられた。

一方、フランスの偉大な数学者であり天文学者でもあるル・ヴェリエの注意は、アラゴによって特に天王星の摂動問題に向けられていた。ル・ヴェリエは徹底的な分析を通じて、考え得るあらゆる摂動源を調べ上げた。既存の惑星들の影響も再び極めて正確に評価されたが、それは彼らがその摂動を説明するには不十分であるという既に出されていた結論を裏付けるだけだった。そこでル・ヴェリエは、アダムスの努力については全く知らないまま、数学的解析を用いて未知の惑星の捜索を開始した。1845年11月および1846年6月1日に、このフランス人天文学者の研究成果の一部が発表された。その時、王立天文官は自分の計算結果が実質的にアダムスのものと一致していることに気づいた。二人の天文学者が特定した未知の惑星の位置は、わずか1度しか違わなかったのだ！これは実に驚くべき結果だった。人間の目には見えない惑星が、数学的解析によって非常に高い精度で捉えられ、互いの研究内容を全く知らない二人の天文学者が、ほぼ同じ場所にその惑星があると結論づけたのである。こうして新しい惑星の存在はほぼ確実なものとなり、実際に捜索を行う責任が天文学者たちに課せられた。1846年6月、王立天文官はグリニッジ天文台を訪れた人々に対し、ル・ヴェリエとアダムスの計算結果が極めてよく一致していることを告げ、指定された領域の徹底的な調査を直ちに行うよう呼びかけた。ケンブリッジにある巨大なノーサンバーランド赤道望遠鏡の管理を担当していたチャリス教授もこの任務を引き受け、1846年7月29日に捜索を開始した。

チャリス教授が採用した探索計画は非常に手間のかかるものであった。彼はまずアダムス氏が示した惑星の理論上の位置を基準にし、これほど複雑な計算に伴う不確実性に対して十分な余裕を見込んだ上で、黄道付近の天域を特定し、そこが未知の惑星が発見される可能性の高い場所だと考えた。次に、その領域内のすべての恒星を観測し、それらの相対的な位置を測定することにした。この作業が一度行われた後、再び同じ作業を繰り返す予定だった。さらに、この選ばれた領域内にある恒星について、3回目の観測も行うつもりだった。もしその惑星がチャリス教授が設定した恒星等級の範囲内で十分に明るければ、この手法によって必ずその存在が確認できるはずだった。3回分の測定結果を比較することで、恒星들に対するその惑星の動きからその存在が検出されるはずだった。この計画は非常に綿密に組み立てられており、期待通りの発見につながるはずだった。実際、後にチャリス教授が実際にその惑星を何度も観測しており、その位置を比較することで新たな天体の存在が確実に判明したことが明らかになった。

一方、ル・ヴェリエも同じ方向で同様に精巧な研究を着実に進めていた。彼はその惑星の存在を確信しており、その天体の位置だけでなく、その実際の姿までも予測していた。彼は、その惑星は十分に大きく（もちろん依然として望遠鏡でしか見えないものだが）、円盤状の形を持つことで恒星들と区別できるだろうと考えていた。こうした明確な予測により、太陽系でまた一つの偉大な発見がもうすぐなされるという信念が強まった。1846年9月10日にジョン・ハーシェル卿が英国天文学会で演説した際、彼は次のように述べている。「過去1年間で私たちは新しい惑星アストラエアを手に入れました。それだけでなく、さらに別の惑星が存在する可能性も示されました。私たちは、コロンブスがスペインの岸辺からアメリカを見たように、その惑星を見ているのです。その動きは、私たちの分析の過程で明確に感知されており、それは肉眼で直接見るのにほとんど劣らない確実性を持っています。」

発見の時刻が急速に近づいていた。1846年9月18日、ル・ヴェリエはベルリン天文台のガレ博士に手紙を書き、自らの計算によって示された惑星の位置を説明し、望遠鏡を使ってその惑星を発見してほしいと頼んだ。この要請は、アダムスの代わりにチャリス教授に行われた要請と同様のものだった。ベルリンでもケンブリッジでも、望遠鏡による観測は同じ天域で行われることになっていた。しかしベルリンの天文学者たちは、当時チャリス教授が持っていなかった、研究にとって非常に貴重な助けを得ていた。望遠鏡による惑星探索が、丁寧に作成された星図の利用によってどれほど容易になるかについては既に述べた。実際、星図と空を単純に比較するだけで十分だったのである。ちょうど数年前にベルリン科学アカデミーが一連の星図の作成に取り組んでいた。これらの星図には、10等級までのすべての恒星の位置が正確に刻まれていた。この作業は非常に有用なものだったが、その創始者たちが、長年の苦労の末にもたらされるこの素晴らしい発見を予想できたはずがない。このような大規模な調査結果を段階的に出版する方が都合が良かったため、星図が完成するにつれて一枚ずつ印刷されていった。ちょうどル・ヴェリエの努力の知らせがベルリンに届く直前に、その天域の星図が既に刻まれ、印刷されていたのである。

ル・ヴェリエの手紙がベルリンのガレ博士の元に届いたのは9月23日のことだった。その夜は天気が晴れており、ガレ博士がどれほど不安げに望遠鏡を空に向けたか想像に難くない。望遠鏡はル・ヴェリエの指示通りに向けられた。視野には、天のどの場所と同様に無数の恒星が見えた。その中の一つが実際にその惑星だった。新しい星図が広げられ、星ごとに空と照合されていった。恒星の同定が進むにつれて、次々と星図に刻まれている通りの天体が存在することが判明し、もちろんそれらは除外された。ついに8等級の恒星――非常に明るい天体――が調べられた。星図を確認したが、そこには恒星はなかった。この天体は本来そこに存在してはいなかったのである。

この図が作成された時点でのその天体の位置です。したがって、その天体は惑星というわけです。しかし、このような問題においては慎重である必要がありました。多くの可能性を考慮しなければならなかったのです。例えば、その天体が実際には恒星であり、何らかの偶然によって、その地図を作成した天文学者の注意深い目を逃れていたという可能性も少なくとも考えられました。また、その恒星が明るさが変化する変光星の一種であり、地図が作成された時には見えないほど暗かった可能性もあります。あるいは、火星と木星の間を移動する小惑星の一つである可能性もあります。これらの説明がどれも当てはまらないとしても、依然としてその天体がル・ヴェリエの理論が示す特定の速度と方向で移動していることを証明する必要がありました。たった1日の時間が経過するだけで、すべての疑念は払拭されました。次の夜、再びその天体が観測されました。それは移動しており、その動きを測定したところ、ル・ヴェリエが予言した通りであることが分かりました。実際、確認のための条件が一切欠けていないかのように、ベルリンのマイクロメーターによって測定されたその惑星の直径も、ル・ヴェリエが予想した値とほぼ一致していました。

この素晴らしい成果のニュースは瞬く間に世界中に広まりました。即座にル・ヴェリエの名前は、どの時代、どの国のどの天文学者の名前よりも高い地位に上がりました。この発見の経緯は非常に劇的でした。私たちは、この偉大な天文学者が何ヶ月もの間深い思索にふけっている姿を想像します。彼の目は星々ではなく、自分の計算式に向けられています。彼の手には望遠鏡はなく、彼が使うのは人間の知性という道具だけです。忍耐強く、完璧な数学的技術に導かれながら、彼は数字の列を操作していきます。次々と解を試していきます。各解から何かを学び、それによって将来の研究の指針を得ていきます。やがて、以前は不協和音しかなかった結果の中に調和が見え始めます。徐々に雲が晴れ、彼は実際に目で見るのにほとんど変わらない確信を持って、遥か宇宙の深みで輝く惑星を認識します。彼は机から立ち上がり、実務的な天文学者の助けを求めます。すると、そこに惑星があったのです。

示された場所です。『アナルズ・オブ・サイエンス』には、このような光景は記録されていません。これこそが万有引力の法則を証明する最も壮観な例でした。ニュートンの理論は実際、ずっと以前から揺るぎない地位を確立していましたが、その真理性を最も明確に示すために、海王星の発見がなされたのです。

一時期、この素晴らしい成果の栄誉をフランス人だけが独占するかに思われました。ラグランジュやラプラスを輩出し、彼らの偉大な功績によってニュートンの理論を発展させた国が、この栄誉を得るのも当然のことでした。ベルリンのガレ博士が望遠鏡を使ってこの惑星を発見するまで、チャリスが惑星探索のために行った努力や、それらの観測に基づくアダムスの理論的研究については、公に発表されることはありませんでした。しかし、熱狂的なフランス国民がル・ヴェリエの発見を祝う中、1846年10月3日付の『アテナイウム』紙にジョン・ハーシェル卿からの手紙が掲載され、そこでアダムスの研究が紹介され、彼もまたこの発見の功績に貢献していると主張されました。その後の調査により、この主張は正当なものであることが明らかになり、現在ではすべての独立した機関によって認められています。しかし、自国の科学者の名声を妬むフランスの学者たちが、最初はこのような主張を受け入れることはなかったでしょう。彼らは、自国の著名な科学者と、ほとんど知られておらず、著作も一切発表しておらず、ル・ヴェリエが作業を完了するまで何の主張もしていなかった若い外国人との間で、この比類のない栄誉を分け合うよう求められたのです。そのため、アダムスの名による要求はフランスでは一切認められず、激しい論争が生じました。しかし、イギリスの天文学者たちは一点ずつ、自国の科学者の権利を証明していきました。確かにアダムスは自分の研究成果を世に公表していませんでしたが、その研究内容はこの国の科学界の責任者である王立天文官に伝えていました。また、チャリス教授にもその内容はよく知られていました。

ケンブリッジ大学の天文学教授。その頃、アダムスの研究結果も発表され、それがル・ヴェリエのものと同じくらい徹底的で成功していることがわかった。また、チャリス教授が採用した探索法は最終的には必ず成功するだけでなく、ある意味ではすでに成功していたことも明らかになった。この惑星が望遠鏡で発見されると、チャリスは当然のように自分もその新しい天体を観測できていないか確認しようとした。10月1日にガレ博士の成功を知った時点で、彼はこの研究のために既に3,150個もの恒星について観測データを集めていた。その中から彼はすぐに、8月12日に観測された天体が7月30日には同じ場所にいなかったことを突き止めた。これこそが実際には惑星であり、もしチャリスに測定値を比較する時間があれば、その発見は確実だったはずだ。実際、もし彼がすぐに自分の観測結果を報告していれば、この発見の栄誉は間違いなくアダムスに与えられていただろう。そうなれば、惑星の存在を理論的に計算する面でも、光学的手法でそれを確認する面でも、アダムスが最初の人物となっていたはずだ。また、チャリスは別の方法で海王星を発見する寸前までいったことも注目に値する。ル・ヴェリエは自身の論文の中で、探している天体の円盤を通じてそれを検出できる可能性について指摘していた。チャリスもその試みを行い、ベルリンでの実際の発見の知らせが届く前に、ル・ヴェリエが示した領域を調べていた。約300個の恒星が視野を通過したが、その中から彼は円盤の形を持つ1つの恒星を選び出した。後にそれが実際には惑星であったことが判明した。

もしル・ヴェリエやアダムスの研究が行われなかったとしても、遠く離れた海王星はいずれ発見されていたはずだ。しかし、その発見方法は、今日の真の科学愛好家なら誰もが非難するようなものだったかもしれない。新しい小惑星が観測されたという話は絶えず聞かれるが、そのような成果に対しては、海王星の発見ほどの重要性はほとんど認められていない。危険だったのは、天王星が発見された時のように、あるいは現在数多く存在する小惑星들が発見された時のように、単なる巡天観測によって偶然に海王星が見つかってしまう可能性があったことだ。

発見されたのだ。この場合、ニュートンによって確立された偉大な科学である理論天文学は、最も輝かしい実証例を失っていただろう。

実際、海王星は少なくとも一度、非常に単純な方法で発見されそうになったことがある。十分な観測データが集まり、その惑星の軌道を計算できるようになったとき、その惑星が星々の間をどのように動いているかを追跡し、過去の天文学者たちのカタログの中に海王星が誤って星として記録されていないかを調べることが可能になった。このような事例はいくつか発見されているが、ここでは特に興味深い一例だけを挙げる。1795年5月10日の時点でのその惑星の位置は、ラランドの『Histoire Céleste』にその日に記録されているいわゆる星の位置と一致していたのだ。実際に空を観察してみると、ラランドが示した場所には星は存在しなかった。したがって、そこが実際には海王星の観測地点であったことは疑う余地がなかった。ラランドの元の手稿を調べてみると、非常に興味深い事実が明らかになった。彼は5月8日と5月10日の両日に同じ星（彼がそう考えていたもの）を観測しており、毎日その位置を測定し、両方の観測結果が適切に記録されていたのだ。しかし、カタログを作成する際に二度の観測位置が異なっていることに気づくと、彼は最初の結果を捨てて後者だけを掲載したのである。

もしラランドが自分の観測結果に十分な自信を持っていたなら、不朽の発見が彼の手の中にあったはずだ。もし彼が勇敢にも「5月10日も5月8日も私の判断は正しかった。どちらの日も間違いはなく、8日に見た天体はその日から10日の間に移動したに違いない」と言っていたなら、彼は必ずや海王星を発見していただろう。しかし、もしそうしていたら、科学界にとってはなんと悲しい損失だったことか！海王星の発見は、人類の理性の最も高貴な分野における最も輝かしい成果の一つとなる代わりに、単なる偶然の産物に過ぎなくなっていただろう。

海王星の発見についてのこの簡単な概要以外、この遠く離れた惑星について語るべきことはほとんどない。天王星においても、火星や金星、木星や土星を望遠鏡で観察するのに適した特徴は見られないのだから、天王星よりもさらに距離が遠い海王星で何が見つかると期待できようか。高性能な望遠鏡と適切な倍率を使えば、海王星に円盤状の形があることは確認できるが、その円盤上の特徴を特定することはできない。したがって、海王星が自転軸の周りをどの程度の周期で回っているかを判断することはできないが、太陽系全体の類推から、実際には回転していることは確かだろう。一方、海王星の直径を測定しようとする試みはより成功しており、その値は約35,000マイルで、これは地球の直径の4倍以上に相当する。また、木星や土星と同様に、この惑星も巨大な雲に覆われた大気層に包まれているようで、その平均密度は地球の約5分の1に過ぎない。この巨大な惑星は、地球から太陽までの平均距離の約30倍にあたる2,800百万マイルという距離を太陽の周りを回っている。秒速3マイル以上の速さで移動しているにもかかわらず、その距離があまりにも長いため、海王星が1回転するのにほぼ165年もかかる。約50年前に発見されて以来、海王星はその軌道の約3分の1を進んだに過ぎず、1795年にラランドが偶然に初めて観測して以来でも、その巨大な軌道の5分の3しか進んでいない。

海王星も地球と同様に1つの衛星を持っている。この小さな衛星は、惑星自体が知られて間もなく、ラッセル氏が彼の2フィートの反射望遠鏡を使って発見したものである。海王星の衛星の運動はほぼ円形であり、その軌道は黄道に対して約35°の角度で傾いている。特筆すべき点は、天王星の衛星と同様に、その運動方向が一般的な惑星の運動方向とは逆向きであることだ。この衛星は6日強の周期で海王星の周りを公転している。この衛星の運動を観測することによって、惑星の質量を算出することができ、その結果、海王星の重力は太陽の重力の約1万9千分の1程度であることがわかる。

海王星より外側に惑星は見つかっておらず、現時点ではそれらが可視的な天体として存在すると信じるための十分な根拠もない。小惑星に関する章では、これらの天体がどのようにして発見されるかについて論じた。これらの天体は、精巧な星図を用いて天空を細かく丁寧に比較することによって初めて明らかになるのである。このような調査は、海王星外の惑星を探す上でも同様に有効であり、実際、もしそのような天体が存在するならば、現在多くの天文台で継続的に行われている方法以上のものは考えられない。小惑星を探求した人々の努力は、今では数百個もの発見という形で大いに報われている。しかし注目すべき点は、これらの惑星がすべて太陽系の特定の領域に限られているということだ。時が経つにつれて海王星の軌道に乱れが生じ、その乱れによって、たとえ望遠鏡では観測できないほど遠くて暗い惑星であっても、それよりもさらに遠方の惑星が発見されるかもしれないという推測もあった。しかし現在、このような調査は実用的な天文学の範囲内ではほとんど不可能である。海王星の運動は間違いなく詳細に研究されているが、その軌道の乱れから未知でさらに遠方にある惑星の存在を結論づけるためには、まずその軌道の大部分を追跡する必要がある。

このようにして、惑星系は一方では水星に、もう一方では海王星によって境界が定められていることがわかる。水星の発見は先史時代の業績であった。機器の助けも正確な理論知識もなかったにもかかわらず、その偉業を成し遂げた初期の天文学者は、その卓越した洞察力と鋭敏さにより、私たちの心からの賞賛に値する。一方、惑星系の外側の境界が発見されたことは、それが純粋に深い理論的知識に基づいているという点で特に注目に値する。

ここで惑星とその衛星に関する記述を終えるが、太陽系について語るべきことを完全に終えるには、まだ2つの章を加える必要がある。惑星でも衛星でもない、さらに注目すべき天体群があり、それらは太陽に従属し、太陽の周りを公転している。

万有引力の法則に従って彼を動かすのだ。これらの天体とは彗星であり、それよりは規模が小さいが同様の性質を持つのが流れ星である。これらの天体を研究することで多くの興味深い事柄が見出され、それらについては後の章で論じていく。

第十六章　彗星

彗星は、その性質や運動の面で惑星とは対照的である——コッジャの彗星——周期的な回帰——万有引力の法則——放物線軌道と楕円軌道——観測に先立つ理論——ほとんどの彗星の軌道は放物線に近い——ハレーの努力——1682年の彗星——ハレーの記憶に残る予言——摂動による遅延——ハレー彗星の繰り返し出現——エンケの彗星——摂動の影響——エンケの彗星の軌道——水星と木星の引力——彗星の同一性を確認する方法——水星の質量を測定する方法——エンケの彗星によって求められた地球から太陽までの距離——摂動を引き起こす媒質——注目すべき彗星——彗星のスペクトル——彗星が地球と恒星の間を通過すること——彗星の質量を測定できるか？——摂動理論から導き出される彗星の小さな質量の証拠——彗星の尾——その変化——その性質に関する見解——彗星中に含まれる炭素——周期彗星の起源。

これまでの章では、太陽や月、惑星およびその衛星について扱ったが、そこでは対象となる天体がほぼ球形をしており、多くは疑いなく固体であることがわかった。これらの天体はすべて一定の密度を持っており、場合によっては地球の密度よりもはるかに低いものの、単なる気体状の物質の密度よりは何百倍も高い。しかし今回は、全く性質の異なる天体群について考えてみる。もはや質量の大きい球形の天体を扱う必要はない。彗星は全く不規則な形状をしており、少なくとも大部分は極めて希薄な状態の物質で構成されており、その質量はあまりにも小さいため、私たちが持つどんな手段でも測定することができない。彗星は惑星や系内の他のより固い天体とは構成が異なるだけでなく、その運動も惑星が定められた季節に規則正しく戻ってくるのとは全く異なる。彗星は時に驚くほど予期せず現れ、急速に大きく膨らんで、迷信深い時代には極度の恐怖を引き起こした。そしてやがて消え去り、多くの場合二度と戻ってこない。現代科学によって、かつて彗星全体を覆っていた多くの謎が解明されたことは疑いない。その運動は今では大きく説明されており、その性質に関する知識にもいくつか新たな要素が加わったが、それでもなお……

私たちが知っていることは、依然として未知の部分に比べればごくわずかな割合に過ぎないと認めざるを得ない。

まず、強力な屈折望遠鏡の助けによってその構造が明らかになっている彗星の性質について、大まかに説明しよう。図版XIIには、ハーバード大学天文台で1874年に観測された大彗星の姿を描いた2点の興味深いスケッチが示されており、この彗星は発見者の名前であるコッジャにちなんで呼ばれている。

ここに見えるのが彗星の頭部であり、最も明るい部分がいわゆる核であり、そこでは彗星の物質が他の部分よりもはるかに密度が高いようだ。核の周囲には、直径が2万マイルから100万マイルに及ぶ、光る物質からなる特定の層、すなわちコマまたは頭部があり、そこから尾が伸びているように見える。この姿はこの種の天体の典型的な例と見なせるが、異なる彗星が示す構造の多様性はほとんど無数に上る。場合によっては核が存在しないこともあり、また尾がないこともある。尾は、世界的な注目を集める大彗星においては間違いなく顕著な特徴だが、毎年数個しか見られない小さな望遠鏡で観測可能な彗星においては、通常この特徴は見られない。彗星は外見上大きく多様であるだけでなく、単一の天体であってもその様子は大きく変化する。時には体積が著しく増大し、時には減少し、時には長い尾を持ち、また時には全く尾がないこともある。彗星の大きさを測定することはほとんど無意味であり、一晩のうちに彗星を観測する数時間の間にでもその数値は正確でなくなる可能性がある。実際、彗星の外見的特徴だけからそれを同定することは不可能である。しかし、彗星の同一性に関する問題はしばしば非常に重要な意味を持つ。したがって、彗星がどのように見えるかとは全く別の方法によって、その同一性を確認できる手段を用意しなければならない。

現在では、これらの天体のうちいくつかが周期的に戻ってくることがよく知られている。一定期間見えなくなった後、彗星は再び姿を現し、次の公転のために宇宙空間へと戻っていくのである。

では、彗星が再び戻ってきたときに、どうやってそれを識別すればよいのかという疑問が生じます。大きさや明るさといった個々の特徴や、尾の有無、またその大きさなどは、この目的においては価値のない一時的な特徴に過ぎません。しかし幸いなことに、ケプラーによって確立された楕円運動の法則が、彗星の正体を絶対的な精度で特定する手段を示してくれました。

ニュートンが万有引力の法則を発見し、太陽の周りを回る惑星の楕円軌道がその法則の必然的な結果であることを証明した後、彼は自然と同じ論理を用いて彗星の動きを説明しようと考えました。ここでも彼は素晴らしい成果を上げ、1680年12月から1681年3月にかけて観測されたその特異な天体の動きを完全に説明することで、自らの理論を実証しました。

図69―彗星の放物線状の軌道。

幾何学者たちによって「放物線」として知られている、ある美しい曲線が存在する。その形状は隣の図に示されており、それは焦点と呼ばれる特定の点の周りに向かって曲がった曲線である。ここでこの曲線の幾何学的性質について言及する必要はなく、それらは数学の専門書で調べるべきものである。ここでは、放物線と楕円との間に存在する関連性を指摘するだけで十分である。前の章では後者の曲線の作図法を説明し、それが2つの焦点を持つことを示した。一連の楕円を描き、各楕円の焦点間距離が前のものよりも大きくなるようにするとしよう。この過程を続けていくと、やがて焦点間距離が各焦点から曲線までの距離に比べて非常に大きくなり、その長い楕円の両端は実質的に放物線と同じ形状になる。したがって、図69に示されている後者の曲線は、もう一方の端が無限に遠い距離にある楕円の一端と見なすことができる。1681年、ザクセンの聖職者ドールフェルは、当時観測された大彗星が放物線上を運動し、その焦点に太陽が位置していることを証明した。ニュートンは、万有引力の法則によって、物体がより通常の比率の楕円上を運動するのと同様に、この極端なタイプの楕円上を運動することも可能であることを示した。焦点にある太陽の周りを放物線軌道で公転する物体は、徐々に太陽に向かって近づき、その巨大な光源の周りを回った後、再び遠ざかり始める。放物線運動と楕円運動の間には明確な違いがある。後者の場合、物体はある距離まで遠ざかった後、再び方向を変えて太陽に向かって戻ってくる。実際、惑星がそうであるように、物体は定期的に軌道を回らなければならない。しかし、真の放物線の場合、物体は決して戻ってくることはできない。そうするためには遠方の焦点まで到達しなければならず、それは無限に遠いため、無限の時間が経過しない限り到達することは不可能である。

放物線上での運動の特徴は、次のように記述できる。物体はある地点から徐々に焦点に向かって近づいていく。

一方では無限に遠い距離にあり、焦点を回り込んだ後は徐々にもう一方の無限に遠い距離へと遠ざかり、二度と戻ってこない。ニュートンがこの種の放物線運動が万有引力の法則から生じうることに気づいたとき、彼はすぐに（ドーアフェルの発見とは無関係に、彼はその発見を知らなかったが）、これによって彗星の動きを説明できるのではないかと考えた。彼は彗星が太陽に引き寄せられることを知っており、彗星の通常の軌道は突然現れて太陽の周りを回り、その後退いて二度と戻ってこないものだと理解していた。これは本当に放物線運動なのだろうか？幸いなことに、この重要な仮説を検証するための資料は彼の手元にすでに用意されていた。彼は1680年の彗星の既知の軌道や、天文学者たちの努力によって集められた同様の性質を持つ他の天体の観測データを利用することができた。彼の常にある鋭敏さを発揮し、ニュートンは既知の事実から彗星がたどる軌道を決定する方法を考案した。彼はそれが放物線であり、彗星の速度は太陽から彗星への直線が等しい時間ごとに等しい面積を描くという法則によって支配されていることを発見した。これは再び万有引力の法則の確認となった。実際、この場合、理論は計算結果を先取りしていたと言える。ケプラーは観測によって惑星の軌道が楕円であることを明らかにし、ニュートンはこの事実が万有引力の法則の帰結であることを示した。しかし彗星の場合、その極めて不規則な軌道は、ニュートンの理論がそれらが放物線であることを示すまで幾何学的な形に還元されることはなく、その後彼は観測によって自らの理論の予測を検証したのである。

図版XII。

コッジアの彗星
（1874年6月10日および7月9日に観測されたもの）

ほとんどの彗星は、放物線と区別がつかない軌道を描いて移動しており、このような軌道を持つ天体は一度だけしか見ることができない。重力の理論では、彗星の軌道として放物線が考えられるものの、必ずしもその形でなければならないとは述べていない。我々は、この曲線が単に極端な形の楕円に過ぎず、太陽が焦点にあり、彗星が等しい時間に等しい面積を描くという法則に従えば、どのような楕円形の軌道を描いても重力の法則に完全に合致すると指摘した。もし天体が楕円形の軌道を描くなら、再び太陽のもとに戻ってくるため、同じ天体が定期的に訪れることになる。

これにより、天文学者にとって興味深い研究分野が生まれた。そして間もなく、先に述べた予測の正しさを鮮明に示す周期彗星が発見された。有名な天文学者ハレーの名前は、彼の計算によって周期が明らかにされた偉大な彗星と結びついて最もよく知られているだろう。ハレーはニュートンの理論から彗星が楕円軌道を描く可能性があることを知り、非常に手間のかかる調査に取り組んだ。彼は様々な観測記録から得られる信頼できる情報をすべて集め、約24個の大きな彗星が描く軌道の性質をかなり正確に特定することができた。その中の一つが1682年の巨大な彗星で、ハレー自身が観測し、ニュートンの原理に基づいてその軌道を計算した。次にハレーは、この1682年の彗星が過去のどの時代にも我々の太陽系を訪れた可能性があるかを調べた。この問いに答えるため、彼は自ら丁寧に作成した彗星の記録リストを調べ、その彗星が外見や軌道の両方において、1607年に観測された彗星や1531年に観測された別の彗星と非常によく似ていることを発見した。これら3つの天体は同一のものなのだろうか？彗星が別のものではなく

その彗星は放物線軌道を描いて回っているのではなく、実際には極めて細長い楕円軌道を描いており、1回の公転に約75年から76年かかるというのである。彼は考え得るあらゆる検証をこの仮説に施し、3回の観測で得られた軌道が非常によく一致していることを発見した。この一致が偶然に起きたとするのは全くあり得ない。そこで彼は、天文学で知られている最も厳しい検証に自らの理論をかけることに決めた。彼は後世が検証できるような予測を敢えて行ったのである。もし以前の観測結果が示唆するように彗星の公転周期が75年または76年であるならば、ハレーは何の妨げもなければ1757年か1758年に再び現れるはずだと推定した。しかし彼は、彗星の帰還時期に大きな影響を与える可能性のあるいくつかの要因を指摘した。彗星はその軌道上で木星の近くを通過し、その強大な重力によって大きな摂動を受けるのである。ハレーは、そのため予想される帰還時期が1758年末か1759年初頭まで遅れる可能性があると結論づけた。

この予測は天文学史上特筆すべき出来事であった。なぜなら、それは一定の法則に従わずに出現すると思われ、通常は恐ろしい前兆と見なされてきたこれらの謎めいた天体の出現を予測しようとした最初の試みだったからである。ハレーは自らの発表の重要性を深く認識していた。彼は、彗星が1回の公転を終える前に自分の人生はとっくに終わっているだろうと知っていた。そして、ほとんど感動的とも言える言葉で、この偉大な天文学者は次のように書いている。「したがって、もし我々の予測通り1758年頃に彗星が戻ってくるならば、公平な後世の人々も、これが初めてイギリス人によって発見されたものであることを認めざるを得ないだろう。」

この偉大な出来事が予想される時期が近づくにつれて、天文学者たちの間には非常に大きな関心が高まった。優れた数学者であるクレローは、改良された手法を用いて、惑星の引力が彗星に与える影響を再計算することに取り組んだ。彼の摂動に関する分析によれば、土星によって100日間、木星によって518日間、彗星の進行が遅れることが明らかになった。

したがって、ハレーの予測にさらなる正確性がもたらされ、最終的にはこの彗星が1759年4月中旬頃に近日点、つまり太陽に最も近い位置に到達するだろうと結論づけられた。洞察力に優れたこの天文学者は（忘れてはならないのは、彼が天王星や海王星が発見されるはるか以前に生きていたということだ）、この天体がそんなに遠くまで離れていくと、私たちが知らない何らかの影響を受けたり、あるいは感知不可能ほど遠くにある惑星による干渉を受けたりする可能性もあると付け加えた。そのため彼は、これらの未知の可能性のために、自分の計算結果が1ヶ月程度ずれる可能性があると述べて予測に制限を設けた。クレローは1758年11月14日に科学アカデミーにこの重要な報告を行った。76年前に最後に姿を現したこの彗星が再び戻ってくるのかどうかを確かめようと、天文学者たちの関心は即座に高まった。夜ごとに空が観察された。1758年のクリスマスの日に彗星が初めて発見され、3月12日の真夜中頃に太陽に最も近づいた。これはクレローが予告した時期より1ヶ月早かったが、彼が想定した誤差範囲内だった。

この予測が正しかったことは、万有引力の理論をさらに裏付けるものとなった。それ以来、ハレーの彗星は1835年に再び戻ってきており、その状況は先に述べたものとやや似ていた。さらなる歴史的研究によって、ハレーの彗星が過去に何度も現れた数多くの記憶に残る彗星と同一であることも明らかになった。キリスト紀元が始まる11年前に現れた壮麗な天体も、実際にはハレーの彗星が過去に戻ってきた際のものだったことが示されている。この彗星が最も有名になった出現の一つは1066年のもので、その出現は世界中の注目を集めた。この時の彗星の姿は、バイユーのタペストリーに独特な描写として残っている。次にハレーの彗星が戻ってくるのは1910年頃と予想されている。

現在では、楕円軌道を描いて回る彗星がいくつか知られており、それらは周期彗星と呼ばれる。これらの天体は主に望遠鏡でしか観測できず、その点で壮麗なハレーの彗星とは大きく異なる。他の周期彗星のほとんどは、ハレーの彗星の周期よりもはるかに短い周期を持っている。

ハレー。これらの天体の中で、断然最も有名なのがエンケの彗星として知られるものであり、我々はこれに細心の注意を払うべきである。

ここで取り上げる天体は、重力の法則を示す多くの例を提供してきた、非常に特筆すべき軌道を描いてきた。ここで問題となるのは、単なる惑星の定常的な軌道運動ではない。惑星は主として太陽の重力の影響を受けているが、他の惑星から受ける引力の影響もわずかながら受けている。数学者たちは長い間、実際の計算によってこれらの天体の動きを予測することに慣れ親しんできた。彼らは太陽の引力によって惑星の位置がどのようにしておおよそ決定されるかを知っており、また他の惑星によって生じる摂動の結果、その位置がどのように調整されるかも見分けることができる。もし摂動を受ける天体が彗星のような離心率の高い軌道を描く場合、その天体が引き起こす摂動の力は大幅に増大する。このような天体の軌道はしばしば惑星の軌道に非常に近づき、両者が実際に衝突しなくても、彗星がその惑星のすぐそばを通過することがある。そのような場合、摂動の効果は著しく強まり、だからこそ我々は惑星の摂動理論を何か印象的な例を通して説明したいと思ったときに彗星に目を向けるのである。

彗星を選ぶことにした以上、次の問題は「どの彗星か」ということだ。ここでは迷う余地はほとんどない。気まぐれに現れるあの見事な彗星たちはすぐに除外できる。それらは明らかに初めて訪れる客であり、人類が再びそれらを見るという明確な約束もなく去っていく。この種の彗星は放物線状の軌道を描き、太陽の周りを一度回っただけで、元の宇宙空間へと戻っていく。彗星が何度も太陽の周りを回る様子を観察しなければ、摂動が彗星に与える影響を完全に研究することはできない。したがって、我々の選択肢は周期彗星と呼ばれる比較的少数の天体に限られる。そして、このグループ全体を調査した上で、我々の目的に最も適したものを選ぶのである。それが一般的にエンケの彗星として知られている天体であり、エンケが発見者ではなかったにもかかわらず、彼の計算によって…

この彗星がその名声を得たのは、このためである。最近行われた研究によって、この天体は私たちの目的にとってより適したものとなったのだ。

1818年、マルセイユで熱心な天文学者ポンスによって彗星が発見された。この天体が見事な光景を生み出したわけではない。それは小さな望遠鏡でしか観測できない天体であり、空に無数に散らばる暗い星雲の一つに似ていた。しかし、彗星は恒星に対する動きによって容易に星雲と区別できる。一方、星雲は何世紀にもわたって静止したままである。この彗星の位置は、発見者をはじめとする他の天文学者たちによって特定された。エンケは観測から、この彗星が3年数ヶ月ごとに太陽のもとに戻ってくることを突き止めた。これは驚くべき発表だった。当時、これほど短周期の彗星は他に発見されておらず、太陽系に新たに加わったこの彗星は大変な関心を呼んだ。これほど頻繁に回帰する彗星なら、以前の回帰時にも観測されていた可能性がないかという疑問がすぐに提起された。彗星の出現に関する記録は数百も存在し、その中からポンスが発見した彗星と同一のものをどうやって選び出せばよいのか。

図70－エンケの彗星の軌道。

この天体の図面からそれを同定しようとする望みはすぐに捨てざるを得ないが、幸いなことに彗星には、その実際の構造の変動によっても変化したり隠されたりすることのない特徴が一つある。すなわち、天体が宇宙空間を移動する軌道は、その構造の変化とは無関係である。その軌道の形状や位置は、エンケの彗星の理論において特に重要な役割を果たす太陽系内の他の天体に完全に依存している。図70では3つの惑星の軌道を示している。これらは、最も内側のものが水星の軌道、次が地球の軌道、最も外側が木星の軌道となるような比率で選ばれている。これら3つの惑星に加えて、図中には地球の運動平面に投影された、はるかに楕円形の軌道が見て取れる。これがエンケの彗星の軌道である。

太陽は楕円の焦点に位置している。彗星は太陽の引力によってこの軌道を回らざるを得ず、1回の公転を完了するのに3年強の時間がかかる。近日点では水星の軌道よりも内側で太陽に近づき、遠日点では木星の軌道に近づく。この楕円軌道は主に太陽の引力によって決定される。彗星の質量が1オンスであれ、1トン、1000トン、または100万トンであれ、直径が数マイルであれ何千マイルであれ、その軌道は変わらない。私たちはこの楕円の形状、実際の大きさ、そしてその位置によって彗星を識別するのである。この彗星は1786年、1795年、1805年に観測されていたが、これらの時には彗星の軌道が放物線から外れていることに気づかれなかった。

エンケの彗星は通常非常に暗く、世界で最も高性能な望遠鏡であってもその姿を捉えることはできない。定期的に訪れるたびに、この天体は自らの軌道の最も外側まで後退し、その後方向を変えて再び太陽に近づいてくる。太陽光によって活気づけられ、その好意的な影響によって膨張し始めるようだ。軌道のこの部分を移動する間、彗星は地球からの距離を縮めていく。日々その輝きを増し、やがて本来の明るさの増加と地球からの距離の減少によって、私たちの望遠鏡の範囲内に入ってくる。私たちは一般的にこれがいつ起こるかを予測でき、次に近日点に戻ってきたときに彗星を見るために望遠鏡をどの方向に向けるべきかもわかる。彗星は数学者の手から逃れることはできない。彼は彗星がいつ、どこにいるかを予測できるが、それがどのような姿になるかは誰にもわからない。

もし太陽系の他のすべての天体がなくなれば、エンケの彗星の軌道は永遠に同じ楕円上を、絶対的な規則性を持って進むことになるだろう。しかし私たちの現在の目的において重要なのは、その軌道の規則性ではなく、太陽系の他の天体の存在によってその軌道に生じる不規則性なのである。例えば、彗星が近日点を通過する際の動きを追ってみよう。

その軌道は水星の軌道の近くにある。通常、彗星が通過する瞬間には水星はその軌道上の遠い位置にあり、その場合、水星の影響は比較的小さい。しかし、時として水星と彗星が非常に近づくこともある。水星に非常に近づいた最も興味深い例の一つは、1848年11月22日に起こった。その日、彗星と水星の距離は地球から太陽までの距離の約30分の1、つまり約3,000,000マイルしかなかった。他にもいくつかの機会に、エンケの彗星と水星の距離は10,000,000マイル未満になっており、これは私たちの太陽系の規模と比べればごくわずかな距離である。このように極めて近づくことは、彗星の運動に深刻な影響を及ぼす。水星は小さな天体ではあるが、十分な質量を持っている。常に彗星を引き寄せているが、彗星がその軌道を巡る際に水星に近づくと、その引力の効果は著しく強まる。この引力の影響により、彗星はその軌道から外れ、速度にも一定の変化が生じる。彗星が遠ざかるにつれて、水星の干渉的な影響は急速に弱まり、やがて無視できるほどになる。しかし、時間では水星の干渉が実際に彗星の軌道に与えた影響を消し去ることはできない。乱された軌道は、もし太陽の影響だけがその形を決定していたならば彗星が描いたであろう乱れのない楕円とは異なる。私たちは太陽によって決定される彗星の運動を計算することができる。また、水星の質量が分かっていれば、水星によって生じる干渉の影響も計算することができる。

水星は惑星の中でも最も小さいものの一つだが、天文学者にとってはおそらく最も厄介な存在である。太陽に非常に近いため、他の大きな惑星と比べてめったに見ることができない。その軌道は非常に離心率が高く、他の天体の引力による干渉を受けており、その仕組みはまだ完全には解明されていない。また、水星の質量を測定しようとする試みにおいても特別な困難がある。私たちは地球全体の質量を測定でき、太陽や月、さらには木星や他の惑星の質量も測定できるが、水星に関しては特有の困難がある。ル・ヴェリエは、

しかし、それの重さを測定する方法を考案することに成功した。彼は、私たちの地球がこの惑星に引き寄せられていることを実証し、太陽の観測によってその引力の大きさを明らかにできることを示した。そして、その観測結果を検討することで、水星の質量をおおよそ算出した。ル・ヴェリエの結果によれば、この惑星の重さは地球の重さの約14分の1だった。言い換えれば、もし地球を天秤に乗せ、その反対側に水星と同じ大きさの球体を14個置けば、天秤は均等に傾かないだろう。この結果は非常に慎重に受け止める必要があった。それはやや不安定な測定値を微妙に解釈することに依存しており、より正確な値が得られれば捨て去られるべき一時的な値と見なされるしかなかった。

エンケの彗星が水星に接近する様子や、フォン・アステンおよびバックルンドによる詳細な研究――そこではこの天体の観測結果が論じられている――によって、この問題について多くの知見が得られた。しかし、後ほど述べるこの彗星の運動上の特異性のため、この研究には巨大な困難が伴う。バックルンドの最新の結果によれば、太陽の重さは水星の9,700,000倍であり、彼はこれが非常に信頼できる値だと考えている。この結果（地球の重さは水星の約30倍）とル・ヴェリエの結果との間にはかなりの差があり、一方、ハールトルはヴィンネッケの周期彗星の運動から、ル・ヴェリエの値とそれほど変わらない水星の質量値を導き出している。しかし、水星だけが質量に関して真剣な不確実性がある唯一の惑星であり、これによってこの精巧な重量測定装置の正確性を疑ってはならない。エンケの彗星が太陽から離れる際に非常に近づく木星の軌道を見てみよう。時には木星と彗星が極めて近い距離にあることがあり、そのとき強大な木星が彗星の柔軟な軌道を深刻に乱すのである。彗星の軌道には、木星の影響だけでなく水星の影響の痕跡も明確に残っている。両方の惑星の影響が重なり合っているため、その違いを区別するのは絶望的な作業のように思えるかもしれない。

太陽の絶対的な支配力はあるが、数学的分析の手法でこの問題に対処することができる。それらの手法によって、水星の影響がどれだけか、木星の影響がどれだけかが明らかになり、エンケー彗星の軌道変化からは水星の質量だけでなく木星の質量も求めることができる。ここに、私たちの計量装置の精度を検証する手段がある。前章で述べたように、木星の衛星を利用してその質量を測定することができる。衛星が惑星の周りを回転する際、その運動の速さから惑星の重さを測定する方法が得られる。もし太陽を天秤の一方の皿に置くなら、もう一方の皿には木星と同等の質量を持つ1,047個の天体が必要になるという。この値にはほとんど不確実性がなく、したがってエンケー彗星の理論が同様の結果をもたらすかどうかを調べることは非常に興味深い。この比較はフォン・アステンによって行われた。エンケー彗星によれば、太陽の質量は木星の1,050倍であり、実質的に両者の結果は一致しており、彗星の示す数値の正確性が確認された。しかし、エンケー彗星の摂動を計算するのは極めて複雑であるため、アステンの結果はあまり価値がない。ヴィネッケの周期彗星の運動から、ハールトルは太陽の質量が木星の1,047.17倍であることを見出し、これは木星の衛星や他の惑星の引力から導き出された最良の結果と完全に一致している。

これまで、エンケー彗星の軌道上で起こる現象が、私たちがすでにある程度知っている問題들を明らかにするケースについて議論してきた。今度は、エンケー彗星が唯一の手がかりとなる有名な問題に取り組む。この彗星は1,210日ごとに軌道を一周し、再び太陽の近くに戻ってくる。しかし、彗星の動きはやや不規則である。水星や木星によって摂動が生じる仕組みについては既に説明した。さらに、地球や他の惑星の引力によっても摂動が生じるが、これらもすべて考慮に入れることができる。そして、万有引力の法則が普遍的に成り立つのであれば、彗星は数学的な計算に従うはずだ。しかし、エンケー彗星はこれを裏付けてはいない。

予測によれば、毎回の公転周期は着実に短くなっている！彗星が近日点に戻るたびに、前回より2時間半短くなっているのだ。2時間半というのは、1回の完全な公転周期と比べれば確かに短い時間だが、私たちが見ることのできる軌道上では彗星の移動速度が非常に速いため、2時間半という時間でもかなりの距離を移動する。この不規則性は無視できないものであり、約20回の公転を通じてその存在が確認されている。この差異は、何らかの惑星の影響が考慮されていないか、十分に説明されていないためだと考えられることもあった。しかし、フォン・アステンとバックルンドによる精緻な分析によって、この説明は否定された。彼らは1891年までの観測データを詳細に調査したが、それは単にエンケの彗星の周期が短くなっているという事実を確認するためだけだった。

これらの不規則性についての説明は、昔からエンケによって提案されていた。この記念すべき仮説を簡単に説明してみよう。重力の作用によって天体が太陽の周りを楕円軌道で運動すると言うとき、常にその天体は宇宙空間を自由に移動できると仮定されている。摩擦や空気、その他の妨げとなる要因は存在しないとされているのだ。しかし、もしこの仮定が間違っていたとしたらどうだろう。もし実際に宇宙空間に、空気が銃弾の飛行を妨げるのと同じように彗星の進行を妨げる何らかの媒質が存在するとしたら、そのような媒質はどのような影響を及ぼすだろうか？これがエンケが提唱した考え方だ。たとえ宇宙空間の大部分が完全に空っぽで、ほとんど霊的とも言える彗星の軌道が抵抗を感じないとしても、太陽の近傍には、こんなに軽い天体に影響を与え得るほど極めて希薄な媒質が存在する可能性があると考えられていた。私たちが想定したような抵抗を与える媒質があれば、彗星の軌道の大きさが小さくなり、周期も短くなることが証明されている。しかし、この仮説は今では放棄されている。他の彗星には、この想定された抵抗媒質による遅延の兆候が全く見られないという点が常に奇妙に思われていた。しかし、バックルンドの研究によって、彗星の運動の加速が疑いようもなく証明されたのだ。

エンケの彗星は一定したものではなく、太陽の周囲に分布する抵抗媒質があると仮定しても、その媒質が太陽からの距離に応じてどのような密度を持つかを想像しようとも説明することはできない。バックルンドは、1819年から1858年まで加速度がかなり一定であったことを発見した。1858年から1862年の間に減少し始め、1868年から1871年のあいだも引き続き減少し、それ以降は再びほぼ一定の状態が続いている。彼は、この加速度は彗星が周期的に流星群と出会うことによってのみ生じると考えており、もし彗星が軌道の大部分を通過する間に観測できれば、その出会いが起こる場所を特定できるはずだとしている。

私たちは周期彗星の代表例としてハレー彗星とエンケの彗星を挙げたが、実際にはこれらが最も顕著な代表例である。もう一つ非常に注目すべき周期彗星にビーラの彗星があり、これについては次章でさらに詳しく述べる。はるかに多い数の非周期彗星の中からも、数多くの例を挙げることができる。ここでは20世紀に出現したいくつかを紹介する。まず最初に1843年の素晴らしい彗星がある。この彗星は同年2月に突然現れ、非常に明るく、昼間でも見ることができた。その軌道は放物線とは断定できないものの、非常に細長い楕円であった可能性も否定できない。彗星の位置を把握できる短い時間の間では、このような問題を判断することはしばしば不可能である。私たちが観測できるのは彗星の軌道上のごくわずかな弧分だけであり、それでさえも恒星や惑星の観測で得られる精度で測定できるほど明確な点ではない。しかし、1843年のこの彗星は、その移動速度の速さや太陽に極めて近づいたことによって特に注目に値する。太陽の周りを回る間に受けた熱は、私たちの最も強力な炉で生み出される熱よりもはるかに大きかったに違いない。もしその構成物が瑪瑙やコルネリアン、あるいは最も融点の高い物質であったならば…

地球上では、太陽光の強烈なエネルギーによってそれらは融合し、蒸気となってしまっただろう。

1858年の大彗星は、近代における素晴らしい天体現象の一つであった。この彗星は同年6月2日にドナーティによって初めて観測され、その名前が後に彗星の名称として使われることになった。当時は単なる暗い渦巻き状の点に過ぎず、約3ヶ月間、これから見せるであろう壮麗さの兆しを全く見せずに空を横切っていった。8月末になるとようやく肉眼で見えるようになり、尾もごく短かったが、9月に太陽に次第に近づくにつれてすぐに輝きを増していった。壮大な長さの尾が急速に伸び、10月中旬に最も明るくなった頃には、その長さは40度の弧を描くほどになった。夜が十分に暗くなる季節に天空中で適切な位置にあったため、この彗星の美しさと興味深さは一層高まった。

1881年5月22日、ニューサウスウェールズ州ウィンザー在住のテバット氏が彗星を発見し、それはすぐにこの世代が目にした中でも最も興味深い天体の一つへと成長した。6月22日頃には、この緯度帯では真夜中に北の空で見えるようになった。徐々に高く上昇し、やがて極の周りを通過した。彗星の核は1等星ほど明るく、尾の長さは約20度だった。9月2日には肉眼では見えなくなったが、翌2月まで望遠鏡では見ることができた。これは初めて撮影に成功した彗星であり、彗星にはほとんど光化学的な作用力がないことが指摘されている。写真撮影の観点から見ると、月光の強度は彗星のそれの30万倍もあると推定されている。

同じ種類の天体の中で特に注目に値するものとして、1882年9月初旬に南半球で発見された彗星がある。その明るさは著しく増し、同月17日にはコモン氏によって昼間にも見られるほどになった。

喜望峰の天文学者たちは、その彗星が実際に太陽の縁に近づき、そこで見えなくなる様子を観測できたという幸運に恵まれました。この彗星は地球と太陽の間を通過したに違いないことは分かっていますが、喜望峰の観測者たちによれば、実際に太陽の円盤上に映し出された時には完全に見えなかったとのことです。翌日には再び昼間でも肉眼で見ることができ、太陽からそれほど遠くない場所にありました。また、デュネクトやパレルモでは貴重な分光観測も行われました。当時、この彗星は軌道上で太陽に最も近い部分を急いで通過しており、約1週間後には日の出前の朝方、東の地平線付近で長い尾を持つ姿で見えるようになりました（図XVII参照）。核は徐々に長くなり、最終的には4つの独立した破片に分かれて一直線上に並びました。一方、彗星の頭部は太陽を指す方向に向かって、ある種の淡い霧状の筒に包まれるようになりました。また、いくつかの小さな分離した霧状の塊も見えるようになり、これらは彗星と共に移動していましたが、同じ速度ではありませんでした。この彗星は2月には肉眼では見えなくなり、最後に望遠鏡で観測されたのは1883年6月1日の南米でした。

この彗星の軌道は、1668年の彗星、1843年の大彗星、そして1880年に南半球で見られた大彗星が太陽の周りを回る軌道と驚くほど似ています。実際、これら4つの彗星はほぼ同じ軌道を描き、光球面から数十万マイル以内の距離を通って太陽の周りを回っていました。アリストテレスによれば紀元前372年に現れた彗星も同じ軌道をたどった可能性もあります。しかし、1882年の彗星の観測結果から、その天体の公転周期は約772年であることが分かっているため、これら全てが同一の彗星の出現だったとは考えられません。1843年と1880年の彗星が同一のものである可能性も否定できませんが、どちらの年も観測期間が短すぎるため、その軌道が放物線なのか楕円なのかを判断することはできません。しかし、1882年の彗星は明らかに別個の天体であったため、ここには同じ宇宙領域から太陽に近づき、ほぼ同じ軌道をたどる一連の彗星群が存在する可能性が高いようです。

同じ軌道だ。異なる彗星の軌道間にこのような類似性が見られる例は他にもいくつか知られている。

ここ数年間に観測されたその他の興味深い彗星として、1892年11月6日にロンドンでホームズ氏によって発見されたものが挙げられる。当時、それはアンドロメダ座にある明るい星雲の近くに位置しており、星雲と同様に肉眼ではかろうじて見える程度だった。この彗星は徐々に暗くなり、広がっていったが、翌年1月16日には突然、8等級の恒星のような中心部の凝縮体を持ち、その周囲に小さなコマを伴って現れた。次第に再び拡大し、暗くなっていき、最後に観測されたのは4月6日だった。[32] その軌道は、既知の他のどの彗星の軌道よりもほぼ円形に近い楕円形であり、公転周期は約7年だった。1892年に発見されたもう一つの彗星は、リック天文台のバーナード教授が鷲座のある領域の写真から発見したもので、彼はその動きによってすぐにそれが星雲ではないことを識別することができた。

1864年以降、出現したすべての彗星の光は分光器によって分析されてきた。これらの天体の表面の明るさが低いため、分光器のスリットをかなり広く開ける必要があり、また使用できる分散度もそれほど高くできないため、正確な測定が困難になる。彗星のスペクトルは、主に紫色側に向かって徐々に薄れていき、赤色側でははっきりとした境界を持つ3本の明るい帯によって特徴づけられる。この様相は、多数の細かく密接に並んだ線によって生じており、これらの線の強度や間隔は紫色側に向かって減少していく。これら3本の帯は、彗星中に炭化水素が存在することを示している。

このようにして彗星の構成において炭素が果たす重要な役割は、地球における同元素の重要性を考えると特に印象的だ。私たちはそれをあらゆる植物生命の主要な構成要素として見ており、動物生命にも常に存在していることがわかっている。地球上でこれほど極めて重要なこの元素が、今ではこれらの漂う天体にも存在することが証明されたというのは興味深い事実だ。炭化水素

しかし、彗星のスペクトルに見える特徴は必ずしもバンドだけとは限らない。1882年の春に観測されたある彗星において、コープランド教授はナトリウムのD線と位置が一致する新たな明るい黄色の線が突然現れたことを発見した。その後、彼や他の観測者たちによって、この線が美しく二重に見えることが確認された。実際、この彗星ではナトリウムの光が非常に強く現れており、分光器のスリットを十分に広げるだけで、まるで太陽のプロミネンスが水素光で見えるように、彗星の頭部や尾部もはっきりと見ることができた。ナトリウム線は彗星が太陽に最も近づいた時に最も明るく輝き、一方で炭化水素のバンドは見えないかごく弱くしかなかった。1882年9月に現れた大彗星においても、ナトリウム線の強度と太陽からの距離との間に同様の関係が見られた。

1882年9月18日の昼間に、コープランドとローゼはこの大彗星のスペクトルを観測した。ナトリウム線に加えて、鉄の蒸気に起因するように思われる多くの明るい線も見られ、またブンゼンバーナーの温度条件下で見えるマンガンの線も観測された。この非常に注目すべき観測は、近日点通過から1日も経たないうちに行われたものであり、彗星が太陽に非常に近い時にその内部で起こっている驚くべき活動を示している。

図版XVII。

1882年の彗星、
ストリータムから11月4日午前4時に見た姿。
T.E.キーの図より。

彗星は明るい線の他に、通常、かすかな連続スペクトルも示し、その中には時折暗いフラウンホーファー線が認められる。もちろん、これは連続スペクトルが大部分は太陽光の反射によるものであることを示しているが、その一部が実際に彗星内で生成された光によるものであることに疑いはない。1884年の最初の彗星でも確かにそうであり、この天体からの突然の光の発光と共に連続スペクトルの明るさが大幅に増加した。3つの炭化水素帯の相対的な明るさの変化は、温度が著しく上昇したことを示しており、その間彗星は白い光を放っていた。

彗星は恒星よりも地球にはるかに近いため、時として彗星が地球と恒星の正中間に位置することがある。月の動きにも全く同様の現象が見られる。恒星はこのようにして頻繁に掩蔽され、このような現象の観測は天文学者にとってよく知られている。しかし、彗星が恒星の前を通過する場合、状況は大きく異なる。実際、彗星が完全に邪魔になっていない場合とほぼ同じように恒星が見えるのだ。これはしばしば注目されてきた。この種の最も有名な観測の一つは、故ジョン・ハーシェル卿によって周期彗星であるビエラ彗星に対して行われたもので、次章で触れる予定である。この偉大な天文学者は、ある時この天体が星団の上を通過するのを観測した。その星団は極めて微小な恒星들で構成されており、ジョン卿が使用していたような強力な望遠鏡でなければ見ることができなかった。わずかな霞や雲の痕跡でさえ、すべての恒星を隠してしまうだろう。したがって、天文学者はビエラ彗星の進行を非常に興味深く観察した。徐々にその彗星は星群に迫っていき、もし何らかの実質的な質量があったなら、数多くのきらめく点々は完全に遮られていただろう。しかし実際はどうだったのか？その星団の最も微小な恒星に至るまで、最も小さいものに至るまで…

巨大な望遠鏡が捉えることのできる光点の中で、その星団にあるすべての天体が、ビエラ彗星の本体を通してもはっきりとちらついて見えたのである。これは重要な観測結果だった。星団と望遠鏡の間にあった「障壁」は薄いカーテンではなく、数千マイルもの厚さを持つ彗星物質の塊だったのである。したがって、彗星のほとんど信じがたいほどの薄さと、私たちが慣れ親しんでいる雲とを比較してみよう。数百フィートの厚さの雲であれば、星々だけでなく、太陽そのものさえも隠してしまう。夏の空に浮かぶ最も軽い霞でさえ、ここに存在するような彗星物質10万マイル分がもたらす遮蔽効果よりも大きく、星々の姿を私たちの視界から隠してしまうのである。

ドナティの大彗星は、その尾を通してもはっきりと見える多くの星々の上を通過した。その中には非常に明るい星、よく知られているアークトゥルスも含まれていた。幸いなことに、彗星はアークトゥルスの上を通過したのであり、地球とその星の間には彗星の最も密集した部分があったにもかかわらず、アークトゥルスはこの途方もない「障壁」の向こう側でも衰えることなく輝き続けた。しかし最近の観測によると、場合によっては彗星のより密度の高い部分が星々の上を通過すると、星々の輝きに変化が生じることがある。実際、本当に大きな彗星の核が星の上を通過した場合、その星が見え続けるとは想像しがたい。しかし、この仮説を検証する機会はまだ訪れていないようだ。

彗星には透明な気体状の物質が含まれているため、彗星が星に近づくとその星の位置が乱れると予想される。空気の屈折率は非常に高い。日没時に見ると、太陽が地平線の下を通過していくように見えるが、実際には太陽の円盤の一部が下降し始める前に既に地平線の下に沈んでいるのである。空気の屈折率によって光線が曲げられ、障害物に直接遮られていても太陽が見えるのだ。彗星の構成物質の屈折率もまた…

慎重に検証されてきました。ある彗星が2つの恒星に接近する様子が観測され、そのうちの1つは彗星の向こう側から見え、もう1つは直接観測できました。もしその天体の構成にかなりの量のガスが含まれていたなら、2つの恒星の相対的な位置は変化していたはずです。この問題は何度も実際の測定によって検証されてきました。その結果、位置に顕著な変化が検出されない場合もあり、そのような場合にはその彗星には感知可能な密度がないと判断されます。しかし、1881年に観測された大彗星の精密な測定により、核の周辺にはある程度の屈折力が存在することがわかりましたが、それは地球の大気による屈折と比べるとごくわずかなものでした。

図版C
彗星A 1892年、1. スウィフト
1892年4月7日にE.E.バーナードによって撮影。

これらのことから、彗星の質量はその体積に比べて実にごくわずかなものであることはすぐに理解されるだろう。実際に彗星の重さを測ろうと試みても、私たちの努力は失敗に終わっている。私たちは巨大な惑星である木星や土星の重さを測定することができ、さらには広大な太陽自体の重ささえも測定することができた。万有引力の法則は私たちに優れた計量装置を与えてくれ、これらの場合すべてで成功裏に応用されてきたが、同じ手法を彗星に適用してみるとすぐにそれが非現実的であることがわかる。天文学者が知っているどんな計量機器も、彗星の重さを測定するほど精密なものではない。どんな状況下でも私たちができるのは、ある天体の重さを別の天体と比較して測定することだけである。地球や他の大きな惑星といった大きな質量基準で評価すると、彗星はほとんど無重量に思える。もちろん、彗星の重さが無視できるほど小さいと言うとき、それは私たちの太陽系内の他の天体との比較においてであることは理解されるだろう。今では、大きな彗星の重さが何トンもあるに違いないと疑う人はおそらくいないだろう。しかし、そのトン数が数十、数百、数千、あるいは数百万という単位で表されるにせよ、地球のような天体の重さと比べればその総量は全く微々たるものに思える。

彗星の質量が非常に小さいことは、前章で惑星の摂動という重要なテーマについて述べられた内容を思い出せば、さらに明確になる。そこでは私たちの太陽系の永続性について論じ、この永続性が惑星の運動が必ず守らなければならない特定の法則に依存していることを示した。惑星들はほぼ円形の軌道を描き、その軌道はすべてほぼ同じ平面内にあり、またすべて同じ方向に動いている。これらの条件のいずれかが満たされなければ、太陽系の永続性は危うくなる。その議論の中では彗星については一切触れなかった。しかし彗星もまた私たちの太陽系の構成要素であり、その数は惑星をはるかに上回っている。彗星は惑星が厳格に守っているこれらの規則を破っている。彼らの軌道は決して円形ではなく、実際にはより多くの場合放物線形であり、したがって円形の軌道とはできるだけ大きく異なっている。また、彗星の軌道面も特別な傾き方を示すわけではなく、さまざまな角度で傾いている。

角度や、それらが動く方向は単なる気まぐれのように思える。彗星は惑星の運動規則のすべてに反しているにもかかわらず、私たちの太陽系は存続している。無数の時代を経てきたし、これからも長い間存続し続ける運命にあるようだ。彗星は惑星に引き寄せられ、逆に惑星も彗星に引き寄せられ、ある程度はその軌道を乱すはずだ。しかし、どの程度なのか？もし彗星が惑星の運動を特徴づける同じ一般的法則に従って軌道を描くのであれば、私たちの議論は成り立たなくなる。惑星は彗星の引力によって大きな乱れを経験するかもしれないが、時間が経つにつれてそれらの乱れは互いに相殺され、系の永続性は影響を受けないだろう。しかし、実際の彗星の軌道を考えると状況は全く異なる。もし彗星が惑星に著しい影響を与えることができるのであれば、その乱れは互いに相殺されず、時間が経つにつれて不規則性が累積して系は破壊されてしまうだろう。しかし事実は、彗星が存在しているにもかかわらず、この系が過去も現在も存続していることを示している。したがって、彗星の質量は巨大な惑星の質量に比べて無視できるほど小さいに違いないという結論に至らざるを得ない。

これらの考察は、万有引力の法則と、それが私たちの太陽系の永続性に与える影響を非常に明確に示している。彗星も含めると、太陽系にはさまざまな大きさ、形、位置の軌道を描く何千もの天体が存在し、唯一共通しているのは太陽がすべての天体に共通する焦点にあるという点だけだ。これらの天体の大部分は惑星に比べて質量が微々たるものであり、その軌道も適当に配置されているため、他の天体の影響で大きな乱れを受けるかもしれないが、決して著しい影響を与えることはない。しかし、大きな乱れを引き起こしうる巨大な惑星もいくつか存在し、もしそれらの軌道が適切に調整されていなければ、遅かれ早かれ混沌が生じるだろう。軌道がほぼ円形に、ほぼ一致した平面に、そして一定の方向性を持つように相互に適応することによって、巨大な惑星たちの間には恒久的な平和が実現されているのだ。彼らはもはや互いに永続的に秩序を乱すことはできない。

彗星の質量があまりにも小さいため、そうすることはできない。このようにして大きな惑星の安定性は保たれるが、彗星については安定性が保証されているわけではない。彼らの離心率の高い不規則な軌道は、極めて大きな乱れを起こす可能性がある。実際、天文学の歴史には、彗星の軌道が経験する様々な変化の例が数多く存在する。

大きな彗星は、最も多様な状況下で空に現れる。どの天域でも、どの星座や地域でも、これらの神秘的な天体が時折訪れる可能性がある。一年のどの季節でも、昼間や夜間のどの時間帯でも、地平線の上で彗星が見えないことはない。同様に、彗星の大きさや姿も様々で、強力な望遠鏡でなければ見えないほど暗い点から、地平線から天頂までの距離に及ぶ尾を持つ巨大で明るい天体まである。また、彗星の尾の方向も一見するとあらゆる方向が考えられるようだ。まるで彗星が地平線の下に落ち込もうとしているかのように真上に立っていることもあれば、まるで天体が下方から打ち上げられたかのように彗星の頭部から流れ下ってくることもあり、右や左に傾いていることもある。このような多様性と一見恣意的に思える様相の中で、異なる現象に共通する特徴を見出すことはできるだろうか？実は、彗星の尾が従う非常に顕著な法則があるのだ。その法則は非常に正確で説得力があり、もし彗星の天球上での位置がわかれば、その尾がどの方向を指すかをすぐに示すことができる。

夏の北の空に美しい彗星が現れる。真夜中頃、私たちはかすかに光る尾を見上げている。その尾は真っ直ぐに立ち、天頂を指している。少し曲がっていることもあれば、かなり曲がっていることもあるかもしれないが、全体としては依然として地平線から天頂へと向かっている。ここで言及しているのは特定の彗星ではない。北の空に現れる大小さまざまな彗星は、真夜中になると必ずその尾をほぼ垂直な方向に上向けている。これは何度も確認されてきた事実であり、彗星の尾の方向に関する法則を示す顕著な例である。一度、この事実について考えてみよう。

今は夏で、北方の薄明りが太陽の位置を示しており、彗星の尾はその薄明りからも太陽からもまっすぐ離れた方向を指している。別の場合を考えてみよう。夜になり、太陽は沈み、星々が輝き始め、長い尾を持つ彗星が見える。その彗星が高くても低くても、北でも南でも、東でも西でも、その尾は常に、依然としてそこに残っている太陽光のある西の方向から離れた方向を指している。また、明け方に彗星を観察した場合、夜明けの最初の光が現れる場所から彗星の頭部へと視線を移せば、太陽から離れて伸びているその方向に彗星の尾があることがわかる。この法則はさらに一般的に適用される。どの季節であれ、夜のどの時間帯であれ、彗星の尾は常に太陽から離れた方向を向いている。

300年以上前に、彗星の動きに関するこの事実は、天体の動きを研究する人々の注目を集めた。これは普通の観察ですぐにわかる事実であり、数多く存在する彗星の現象にある程度の一貫性を与えてくれる。したがって、彗星の尾の構造を探求する上での基礎としなければならない。

図71に示されているのは、彗星の放物線状の軌道の一部であり、その軌道上の様々な地点における彗星の尾の位置も示されている。彗星がその長大な軌道を進む間ずっと、その尾が常に太陽から離れた方向を向いていなければならないと主張するのはやや過剰かもしれない。まず第一に、私たちが彗星を見ることができるのは、彗星が太陽に近づいているか遠ざかっているという、その軌道のごく短い区間だけだということを忘れてはならない。また、実際に太陽の周りを回っている間は、彗星の明るさが太陽の明るさに圧倒されてしまい、星々が日中に見えなくなるのと同じように、彗星もしばしば見えなくなってしまう。実際、場合によっては彗星の物質が太陽の方へ向かって噴出されることもある。

図71－太陽から見た彗星の尾。
この問題を素早く検討すると、彗星が非常に高い速度で進んでいるため、その尾はまるでロケットから飛び出す火花が進行軌道に沿って散らばるように、単に後方に流れているだけだと考えられるかもしれない。しかし、これは全く誤った類推である。彗星は大気の中を移動しているのではなく、空間を飛行しており、そこには尾を進行方向に押し込むのに十分な媒質が存在しないのだ。もう一つ非常に特徴的な点は、彗星が太陽に近づくにつれて尾が徐々に伸長していくことである。彗星本体がまだ遠くにある間は通常、目立った尾は見られないが、太陽に近づくにつれて尾は徐々に発達し、場合によっては驚異的な大きさに達する。この増大が単に距離が縮まることによる光学上の効果だと考えるべきではない。尾の伸長は、このような説明では到底説明できないほど急速に起こることが示されている。したがって、私たちは尾の形成を太陽への接近と関連付けざるを得ず、これは我々の太陽系内の他の天体とは何の類似点も持たない謎となるのである。

彗星全体が太陽に引き寄せられていることについては、疑う余地は全くない。彗星が楕円軌道または放物線軌道を描いて動いているという事実は、両天体が互いに作用し合っていることを証明している。

万有引力の法則。しかし、これは彗星全体については真であるが、彗星の尾が太陽によって反発されることも同様に確かである。これがどのようにして起こるのかを確実に言うことは不可能だが、事実からすると次のような説明が考えられる。

分光鏡によって、彗星に炭化水素やその他のガスが存在することが確実に証明されている。しかし、これだけでは彗星が単なる宇宙空間を移動するガスの塊に過ぎないと結論づけてはならない。前述の通り、彗星内の物質の総量は極めて少ないが、かなりの密度を持つ多数の粒子が散在して構成されている可能性も十分にある。実際、次章で彗星と流星の間の驚くべき関係について述べる際に、これが事実であると信じる根拠があることがわかるだろう。したがって、彗星を、それぞれがガスに囲まれた多数の微小な固体粒子の群れと見なすことができる。

大きな彗星が太陽に近づくのを観察すると、まず核が明るくなり、輪郭がはっきりしてくるのが見える。その後、核から太陽の方へ向かって光る物質が放出されるように見え、しばしば扇形や噴流の形をしており、時には振り子のように前後に揺れることもある。例えば、1835年10月にベッセルがハレー彗星の核で観測したところ、8時間の間にその噴流は36度の角度を振動した。また別の場合には、核の周りに同心円状の光の弧が次々と形成され、核から遠ざかるにつれて徐々に暗くなっていく。明らかに、この扇形や弧を構成する物質は彗星の核によって反発されているが、同時に太陽によっても反発されており、この後者の反発力が光る物質に重力の引力を克服させ、核の周りを太陽から離れる方向に回り込むように促すのである。このようにして尾が形成されるのである（図版XII参照）。彗星の尾が形成されるメカニズムに関する数学的理論は、尾を構成する物質が核と太陽の両方によって反発されるという前提のもとに展開されてきた。この研究は最初に偉大な天文学者ベッセルが1835年のハレー彗星の出現に関する論文で行ったもので、その後ロシュやロシアの天文学者ブレディチンによって大幅に発展させられてきた。

この理論を絶対的な真実として受け入れる立場にはおそらくないものの、彗星の尾が形成される際に観測される主要な現象をうまく説明していると言える。

ブレディチン教授は、科学における多くの偉大な発見につながった哲学的なアプローチで研究を行ってきた。彼は様々な彗星の尾の測定値や図面を丁寧に整理した。この初期段階の研究から得られた結果は、たとえその後の研究に問題点があったとしても、その価値は損なわれない。様々な彗星の尾を調べた結果、その輪郭の曲線形状は3つの特別なタイプのいずれかに分類されることがわかった。第一のタイプは最も直線的な尾で、ほぼ太陽から直接離れる方向を向いている。第二のタイプは、太陽から離れ始めた後、彗星が移動する方向から逆方向に曲がっている尾である。第三のタイプは、さらに彗星の進行方向に向かって曲がっている尾だ。彗星の尾はほぼ例外なくこれら3つのタイプのいずれかに分類でき、時折2本の尾を持つ彗星の場合でも、それらは2つのタイプに属していることがわかる。

隣の図（図72）は、3種類の異なるタイプの尾を持つ想像上の彗星の概略図である。彗星が移動する方向は、核を通る線上の矢印頭で示されている。ブレディチン教授は、I型として示された最も直線的な尾は水素元素によるものであり、第二のタイプの尾は彗星本体に含まれる炭化水素によるもので、第三のタイプの小さな尾は鉄や原子量の高い他の元素によるものであろうと結論づけている。もちろん、この図は実在の彗星を表しているわけではない。

図72—ブレディヒンの彗星尾理論。
図73—1858年の彗星の尾。

この理論を示す興味深い例として、先に述べた1858年の有名な彗星が挙げられる。その図は図73に示されている。ここでは、天体の特徴である長い尾のほかに、2本の薄い光の筋が見られる。これらはI型の尾を形成する中空円錐の縁部である。中心部を見ると、その光が可視範囲に達するほど強くないことが容易に理解できる。しかし、端付近では十分な厚さの彗星物質が存在するため、図に示されているような姿が現れるのである。ドナーティの彗星は、水素によって生じた1本の尾と、炭素化合物によって生じた別の1本の尾を持っていたようだ。関与している炭素化合物はかなり多様であり、その結果、第二種の尾は水素尾よりも輪郭が不鮮明になる傾向がある。同じ彗星に複数の尾が同時に見られた例も記録されており、その中でも最も有名なのは1744年に現れたものである。ブレディチン教授はこの驚くべき天体の理論に特別な注意を払い、多様な形をした尾がどのようにして生じるのかを非常に高い確度で説明している。隣の図（図74）は、3月7日の朝にベルリン天文台でキルヒ嬢がこの天体をスケッチしたものである。この図には11本の筋が描かれており、左から数えて最初の10本は5本の尾の明るい縁部を表し、6本目で最も短い尾は最も右側に位置している。この珍しい現象のスケッチは、ローザンヌのシェゾーおよびサンクトペテルブルクのド・リールによっても作成されている。近日点通過前には、この彗星には1本の尾しかなかったが、それは非常に美しい尾であった。

図74－1744年の彗星。

関連する疑問のいくつかは計算によって検証することができ、I型の直線状の尾を生み出すのに十分な反発力は、重力の引力の約12倍程度であればよいことが示される。第2型の尾は重力とほぼ等しい反発力によって生じ、第3型の尾は重力の約4分の1の強さの反発力で十分である。[33]自然界で知られている主な反発力は電気に由来しており、当然のことながら彗星の尾の現象は太陽や彗星自身の電気的状態に起因すると推測されてきた。彗星の尾が電気的性質を持つということが完全に証明されたと断言するのは時期尚早であり、観測事実を説明しうるように思われる以上、単なる仮説上の反発力を導入するのは望ましくない。太陽が電気現象の発生源であることは、全く別の根拠からも既に知られていることを忘れてはならない。

彗星が徐々に太陽から遠ざかるにつれて反発力は弱まり、それに応じて彗星の尾も…

減少していく。もしその彗星が周期彗星であるなら、次に近日点に戻ったときにも同じような変化が起こるだろう。新たな尾が形成されるが、彗星が再び宇宙の深みへと戻っていくにつれて、それも徐々に消えていく。地球上の蒸気を例にして考えるならば、彗星が遠ざかるにつれてその尾は無数の小さな粒子に凝縮していくように思われる。これらの小さな粒子に対しては、反発力の影響を受けずに重力の法則が完全に作用することになる。しかし彗星の質量は極めて小さいため、単なる引力だけではこれらの粒子を引き寄せることはできない。したがって、彗星が毎回近日点を通過するたびに尾を形成するということは、その都度相応量の尾を作り出すための物質を消費しているということになる。仮に彗星が最初に、尾を形成するのに適した特定の物質を一定量持っていたとしよう。毎回近日点を通過するたびに尾が形成され、それに見合った量のその物質が消費されていく。このような状態は永遠に続くわけにはいかない。ほとんどの彗星においては、近日点を訪れる頻度が極めて低いため、このような無駄遣いの結果はあまり明確には現れない。しかし、周期が短く頻繁に戻ってくる周期彗星の場合、予想通りの結果が起こる。つまり、尾を作り出すための物質が徐々に使い果たされ、最終的には尾のない彗星が現れるのである。このような仕組みによって彗星が完全に消滅してしまう可能性も考えられ、次章ではビーラの周期彗星がこの運命をたどったように思われる理由を見ていく。

しかし、彗星が太陽系を横切る際に、大きな惑星の近くを通過することがあり、その際に惑星の引力によってその運動が深刻に乱されることがある。もしこの干渉によって彗星の速度が加速されるなら、軌道は放物線から双曲線と呼ばれる別の曲線に変わり、彗星は太陽の周りを回って二度と戻ってこない。一方、惑星が彗星の速度を遅らせる位置にある場合、放物線状の軌道は楕円に変わり、彗星は周期彗星になるのである。私たちは

周期彗星の中には、このような方法で「捕獲」され、それによって私たちの太陽系の永住者となったものがあることはほとんど疑いようがない。というのも、周期が短い彗星（3年から8年）は、その軌道上のある時点で木星の軌道に非常に近づくからだ。したがって、これらの彗星はそれぞれ、過去のある時点で巨大惑星の近くを通過していたに違いない。同様に、周期の長い他の周期彗星も土星や天王星、海王星の軌道に近づくが、ハレー彗星の周期性はおそらく海王星によってもたらされているのだ。実際、私たちは何度も彗星の軌道が激しく乱れるのを目撃してきた。最も興味深い例はレクセル彗星である。1770年、彗星の発見に多大な努力を注ぎ大きな成果を上げたフランスの天文学者メシエが一つの彗星を発見し、レクセルがその軌道を計算したところ、周期が5年数ヶ月の楕円軌道であることがわかった。しかし、その彗星は以前には一度も観測されておらず、二度と戻ってくることもなかった。長い時間が経った後、ブルクハルトとル・ヴェリエによる極めて困難な調査によって、その彗星が1767年以前は全く異なる軌道を描いていたことが明らかになった。しかし1767年初頭、偶然にも木星に非常に近づいたため、この惑星の強力な引力によって周期が5年半の新しい軌道へと追いやられたのである。この彗星は1770年8月13日と1776年に再び近日点を通過したが、後者の年には地球から観測するのに適した位置にはなかった。1779年の夏、再び彗星は木星の近くに現れ、その楕円軌道から外れてしまったため、それ以来私たちは二度とそれを観測することはなかった。あるいは、それ以降に観測されたどの彗星ともレクセル彗星であると確実に同一視できていないと言った方が正確かもしれない。また、他のいくつかの周期彗星についても、同様の方法で彼らが現在の楕円軌道を描き始めた時期を特定することができる。

これが、これら興味深くも謎に満ちた天体に関して知られている主な事実の簡単な概要である。私たちの手の届かない事柄について推測を危険にさらすよりも、既知の事実を述べるだけで満足しなければならない。これらの天体は重力の偉大な法則に従っており、それによって…

その真実を如実に示す例である。近代科学が、かつての時代に彗星の出現がもたらすと考えられていた迷信をいかにして払拭してきたかを私たちは見てきた。もはや私たちは、そのような天体を迫り来る災厄の前兆とは見なさず、むしろ私たちを喜ばせ、教えてくれる興味深く美しい訪問者として捉えるのである。それは決して脅威や破壊をもたらすものではない。

第十七章　流れ星
私たちの太陽系に存在する小天体――その数――観測方法――流れ星――熱の理論――大きな流れ星――11月の流星群――その古代の歴史――流星群が進む軌道――流星群の軌道図――流星群がその軌道上でどのように広がっていくか――地球による流星の吸収――流星と彗星の関係の発見――11月の流星群に関する注目すべき研究――連続した年に起こる2回の流星群――大規模な流れ星群からはこれまで一度も粒子が確認されていない――隕石――クラードニーの研究――過去の隕石落下事例――エンジスハイムの隕石――隕石の収集――ロートン・シデライト――鉄質隕石と石質隕石の出現頻度の比較――隕石の断片状の性質――チェルマクの仮説――火山から噴出された物体に及ぼす重力の影響――それらは月から来たのだろうか？――小惑星が隕石の起源であるという主張――地球起源の可能性――オヴィファク鉄

これまでの章々では、私たちが太陽系と呼ぶものの主要な構成要素である巨大な天体について扱ってきました。直径数千マイルもある巨大な惑星を研究し、その大きさが何百万マイルにも及ぶ彗星の動きも追跡してきました。実際、前の章では、もっと小さな規模の天体にも目を向け、小惑星と呼ばれる多数の小天体について調べました。しかし今度は、さらに一歩、しかも非常に大きな一歩を下りていく必要があります。小惑星でさえも、興味深く、時には驚くべき形でその存在が明らかになるあの微小な天体들と比べれば、巨大な天体と見なされるべきです。

これらの小天体は、その極めて小さいサイズを、宇宙空間における膨大な数で補っています。実際、宇宙空間に無数に存在するこれらの天体の数を数字で表すことは不可能です。おそらくそれらの大きさは非常に多様で、中には何ポンドもあるものもあるでしょう。

おそらく何トンもの重さがあるものもいれば、小石や砂粒ほどの大きさしかないものもある。しかし、これらの天体がいかに些細に見えようとも、太陽はそれらを支配することをためらわない。太陽光線の中のちりほど小さいものであれ、木星ほど巨大なものであれ、すべての粒子はケプラーの法則に従って太陽の周りを回らなければならない。

「流れ星」と呼ばれる、あるいはより壮麗な形で「流星」や「火球」と呼ばれるその美しい現象を知らない人はいないだろう。今、私たちはこの種の天体に注目しよう。

小さな天体が太陽の周りを回っている。巨大な惑星が楕円軌道を描いて回るのと同様に、小さな天体であっても焦点が太陽となる楕円軌道を描いて回り続けるのだ。現在、このようにして動いている流星は想像を絶するほど多数存在する。それらはあまりに小さく、またあまりに遠くにあるため、私たちの望遠鏡では見ることができず、特別な状況下でなければ決して見ることはできない。

流星が姿を現すとき、それは非常に高い速度で移動しており、1秒間に20マイル以上も進むことがよくある。このような速度は地球表面付近ではほとんど不可能であり、空気の抵抗がそれを妨げるからだ。一方、宇宙の虚無の中では空気がなく、その飛行を妨げるものはない。その流星は何千年、あるいは何百万年もの間、何の妨げも受けずに太陽の周りを回ってきたかもしれない。しかし、ついにその最高の瞬間が訪れ、流星は華々しい光の筋となって消滅するのだ。

その旅の途中で、その天体は地球に近づき、地表から数百マイルの範囲内で地球を覆っている大気の上層部に遭遇し始める。流星のような恐ろしい速度で移動する天体にとって、大気圏に突入することは通常致命的だ。大気の上層部は極めて薄いにもかかわらず、まるで銃弾が水中に撃ち込まれたときのように、突然その速度を抑えてしまうのだ。流星が大気圏を突っ切る際、摩擦によって…

空気がその表面を温め、徐々に真紅色になり、やがて白熱状態となり、最終的には眩い光と共に蒸気として吹き飛ばされる。一方、地上で100〜200マイル下にいる私たちは「おっ、見て、流れ星だ！」と叫ぶのである。

ここには熱の力学的理論を示す実験がある。単なる摩擦だけでこれほどまでに眩しい光を生み出すのに十分な熱が発生するなんて信じがたいように思えるかもしれないが、二つの事実を思い出さなければならない。第一に、隕石の速度はライフル弾の速度のおそらく100倍にも達するということ、第二に、摩擦による熱発生の効率は速度の二乗に比例するということだ。したがって、隕石が空気を通過する際には、空気との摩擦によってライフル弾が生み出す熱の約1万倍もの熱が発生するのである。ライフル弾が摩擦によって10度だけ温度が上昇すると仮定してもそれは誇張ではない。しかし、これを認めるならば、隕石の飛行時には途方もない量の熱が発生し、そのわずかな部分だけでも物体を蒸気に変えるのに十分だと認めざるを得ない。

まず、これらの天体が私たちの目に現れる状況を考えてみよう。説明のために、1869年11月6日に起きた特異な火球を例に取ってみよう。この火球はイングランドの様々な場所から観測され、これらの観測結果を組み合わせて比較することで、その物体の高度や移動速度に関する正確な情報が得られる。

どうやら、この隕石はサマセット州フロームの上空90マイルの地点で姿を現し、コーンウォール州セント・アイヴスの沖合27マイルの地点で消えていったようだ。その軌道と観測された主な場所は地図（図75）に示されている。見えていた距離の合計は約170マイルで、これは5秒間で移動したことを意味し、平均速度は秒速34マイルとなる。この火球が示した特筆すべき特徴は、長さ約50マイル、幅約4マイルもある、長く続く発光する雲の筋であり、それはしばらくの間見え続けていた。

全てで50分間です。この例では、非常に大規模なスケールで現れる流れ星の現象の主な特徴が示されています。しかし、持続的に光る筋状のものは、流れ星の普遍的な特徴でも、実際にはそれほど一般的な特徴でもないことに注意すべきです。

望遠鏡の視野を時折横切ってちらつく小さな物体たちは、肉眼では見ることができないほど小さくて暗い、無数の望遠鏡用流れ星が存在することを示しています。これらの物体はすべて、先に説明したような過程で消散してしまいます。実際、それはごく一瞬の間だけ、そしてその過程の中でのみ起こるのです。

それらが分解されることによって初めて、私たちはその存在を知るのである。これらのミサイルはおそらくごく小さいものだが、その速度は非常に速く、もし妨げられることなく地球の表面に降り注いだならば、地球を居住不可能な場所にしてしまうだろう。したがって、私たちの大気が持つ他の優れた性質の中でも、それが砲撃の速さにも匹敵するミサイルの嵐から私たちを守る優しい盾となっていることを忘れてはならない。実際、これらのミサイルが完全に破壊される原因は、まさにその激しい速度そのものなのである。私たちを攻撃しようとする彼らの熱意はあまりにも強く、摩擦によって彼らは無害な蒸気に変わってしまうのだ。

先ほど述べたような巨大な流星に次いで、流れ星に関連して最も印象的な現象がいわゆる流星群である。これらの現象は過去世紀において大きな注目を集め、現代天文学における最も興味深い発見のいくつかをもたらすことで、それに費やされた努力に十分な報いを与えてきた。

流星群はそれほど頻繁には起こらない。特に流星に注意を払う人々なら、他の人々がわずかな流れ星しか見えない時でさえ流星群を感知できるだろう。しかし一般的に言えば、現在の世代が目撃した流星群の数はせいぜい二、三回程度に過ぎないだろう。私自身も二度の大規模な流星群を見ており、そのうちの一つは1866年11月のもので、その壮麗な光景は今も私の記憶に深く刻まれている。

11月の流れ星の歴史を語るには、約千年も前に遡る必要がある。902年10月12日、あるムーア人の王が亡くなった。この出来事に関連して、ある古い年代記作家は「その夜、まるで槍のような無数の星々が左右に散らばって降り注ぎ、その年は『星の年』と呼ばれた」と記している。

今日では、天がその王の死を記念するためにそのような光景を見せたと考える人はいない。しかし、この記録はかなり重要なものである。

その重要性は、902年が大量の流れ星が現れた年であったことを示している点にある。天文学者たちは、これがその周期的な流れ星群の記録上初めての出現であり、その定期的な出現は1799年、1833年、1866年に最後に観測されたものだとして大いに関心を寄せた。さらなる綿密な文献調査により、11月の流れ星の繰り返し出現と一致する、天空中での驚くべき現象の記録が随所に見つかっている。902年の最初の出現から今日に至るまで、この流れ星群は29回も地球を訪れており、これらすべてが地球上のどこかで観測された可能性は決して低くない。時には、恐怖の源となるこの現象を記録する意欲や手段を持たない野蛮人たちによって目撃されたこともあろう。しかし一方で、文明社会によっても観測されていた。その性質は理解されていなかったものの、記録は残され、少なくとも一部の記録は時間の侵食に耐え、今ではこの興味深い現象を解明するために集められている。これらの流れ星群のうち12回分の歴史的記録があり、それらは主にH.A.ニュートン教授の尽力によって収集されたもので、彼の研究は流れ星に関する私たちの知識の進展に大きく貢献している。

宇宙空間を漂う多数の小さな物体の群れを想像してみよう。何平方マイルにも及び、無数の個体がいる海のサバの群れを思い浮かべるか、あるいはオーデュボンが語ったアメリカ合衆国の巨大な野鳩の群れを思い浮かべてみよう。流れ星の群れは、サバや鳩よりもはるかに多いのかもしれない。しかし、流れ星同士はそれほど近くにはなく、平均しておそらく数マイル離れている。したがって、この群れの実際の規模は膨大であり、その大きさは数十万マイル単位で測られる。

流れ星はサバの群れのように自分で進む軌道を選ぶことはできず、太陽が定めた軌道に従わざるを得ない。各流れ星は隣のものとは全く独立して独自の楕円軌道を描き、何千万マイルもの距離を旅を続けるのである。

周期は33年ごとです。流星が飛行する途中の大部分では、それらを観測することはできません。今この瞬間にも、無数の流星体がその軌道を周回しています。地球がそれらを捉えるまで、私たちは決してそれらを見ることはありません。33年ごとに地球はこれらの流星を捕らえるのです。これは、サーディンを捕る漁師のやり方とよく似ており、漁師が網を広げて魚たちが運命に遭うように、地球にも流星が滅びる大気層があるのです。サーディンが絶滅する心配はないと言われています。なぜなら、漁師が捕る量は海に溢れる量に比べれば取るに足らないからです。流星についても同じことが言えます。流星は非常に多数存在しているため、33年ごとに地球が何百万もの流星を飲み込んでも、将来の流星群のために十分な量が残ります。図（図76）は、地球がどのようにしてこれらの流星を捕らえるかを説明しています。そこには、地球が太陽の周りを回る軌道や、流星の楕円形の軌道が示されていますが、ただし、それを正確に表すのは適切ではないと言えます。

図を正確な比率で描く必要があり、そうすれば流れ星の軌道はここに示されているものよりもはるかに大きくなる。地球は毎年一度公転を完了し、11月13日から16日の間に流れ星が移動する軌道を通過する。通常、地球が通過する時点ではその大量の流れ星群はそこにはいない。しかし、軌道沿いにはいくつかの流れ星が散在しており、地球はこの時期にそれらのうち数個を捉えることが多い。それらは流れ星として私たちの大気圏に突入し、私たちが一般的に「11月の流れ星」と呼ぶものを形成する。

時折、地球がその軌道を通過している最中に流れ星群の大部分に遭遇することがある。そうなると、地球は周囲の空気層に包まれた状態でその流れ星群の真ん中に突入する。無数の流れ星がこの「網」の中に飛び込み、二度と外に出ることはない。数時間後、秒速18マイルの速さで移動する地球はその軌道を通過し、遭遇した流れ星たちを携えて反対側に出て行く。わずかに捕獲を免れた数個の流れ星は、やや異なる軌道を描くことでその戦いの痕跡を残すが、流れ星群の残りの部分は途切れることなくその旅を続ける。何百万個もの流れ星が奪われたかもしれないが、おそらく数億個は残っているのだろう。

1866年11月13日から14日にかけての夜に世界を驚かせたのは、まさにこのような現象だった。私たちはその流れ星群の真ん中に突入した。その夜は天気が良く、月もなかった。流れ星はその膨大な数だけでなく、その見事な姿によっても際立っていた。私はあの夜のことを決して忘れない。あの記念すべき夜、私はロス卿の巨大な反射望遠鏡を使って恒星雲を観測するという、当時のいつもの仕事をしていた。もちろん流れ星の群れが発生すると予測されていたことは知っていたが、これから目の前で展開されるほど素晴らしい光景に対して、私が聞いていた情報では全く準備ができていなかった。夜の10時頃、そばにいた助手の叫び声で私は望遠鏡から顔を上げ、ちょうど良いタイミングで空を横切る美しい流れ星を見ることができた。その直後にもう一つ、そして次々と2つや3つずつ流れ星が現れ、これは大規模な流れ星群が発生するという予測が当たりそうだということを示していた。

確認済みです。この時、ロス伯爵（当時はオックスマントン卿）が私と共に望遠鏡の前にいました。しばらくして、私たちは星雲の観測を中止し、大望遠鏡の壁の頂上へ登ることにしました（18ページ、図7）。そこからは天球の半分全体をはっきりと見渡すことができました。そこで、その後2、3時間にわたり、私の記憶から決して消えることのない光景を目の当たりにしました。流れ星の数は徐々に増えていき、時には一度に数個も見えることがありました。時には頭上を通り過ぎ、時には右へ、時には左へと移動しましたが、どれも東から来ていました。夜が更けるにつれて、しし座が地平線の上に昇り、その際にこの流星群の特異な性質が明らかになりました。すべての流れ星の軌跡はしし座から放射状に広がっていました（368ページ、図74参照）。時には流れ星がほぼ直接私たちの方へ向かってくるように見え、その場合、その軌道はあまりに短くなってほとんど長さが感じられず、まるで普通の恒星が輝きを増してはすぐに消えていくかのように見えました。時折、流れ星が瞬く数分後も明るい尾が残ることがありましたが、この流星群の大部分の尾は一瞬で消えてしまいました。何千個もの流れ星が見られたかを言うのは不可能ですが、それぞれが十分に明るく、普通の夜であれば誰でも感嘆の声を上げるほどでした。

隣の図（図77）は、この流星群の流れ星が一点からどのように放射状に広がっていったかを示しています。これらすべての流れ星が同時に見えていたわけではありません。流星群を観測する人は、流れ星が現れる天域の地図を持っています。そして、特定の流れ星に注意を向け、その周辺の恒星を基準にしてその軌道を注意深く観察します。次に、その流れ星が動いた方向に地図上に線を引きます。この観測を流星群に属する他のいくつかの流れ星に対して繰り返すと、彼の地図には、それらの異なる軌道がほとんどすべて図の中の一点または一帯から伸びている様子が示されることになります。確かに、ごくわずかな例外もありますが、大多数はこの法則に従っています。一見すると、すべての流れ星が

実際にはこの点から飛び出しているように見えるが、少し考えてみれば、これは実際の運動と見かけ上の運動が異なるケースであることがわかる。もし本当にこれらの流れ星が発散する点があるのだとすれば、地球の異なる場所からその点は恒星に対して異なる位置に見えるはずだが、実際にはそうではない。この点を「放射点」と呼び、どの場所からその流れ星群を観測しても、天球上の同じ位置に見える。

図77――流れ星の放射点
したがって、私たちは視点の理論が与える単純な説明を受け入れざるを得ない。この学問の原理に精通している人なら、物体内の多数の平行線を図に描く際には、それらすべてを同じ一点を通過するようにしなければならないことを知っている。

画像の平面上のある点です。流れ星を見ているとき、私たちが見ているのはその軌道が天球上に投影された姿です。これらの軌道が同じ点を通過するという事実から、同じ流星群に属する流れ星들は平行な直線上を動いていると推測できます。

観測者の目から放射点までの線は、その移動方向と平行でなければならないため、今では流れ星が実際にどの方向に動いているかを特定することができます。もちろん、ある流星群の流れ星が宇宙全体にわたって平行な直線上を動いているという意味ではありません。私たちが言いたいのは、それらを観測できる短い時間の間に、各流れ星の動きがほぼ直線的であり、そしてこれらすべての直線が平行であるということです。

1883年、レオニッド流星群（この流星群の呼び名）は太陽から最も遠い位置に達し、その後戻り始めました。毎年地球はこの流星群の軌道を横切っていましたが、流星群に出会うことはなく、特筆すべき流星の群れも見られませんでした。次第に流星群は地球に近づいてきて、1899年には地球の軌道上に到達しました。その年には壮観な流星群が現れると期待されましたが、実際の結果は期待に大きく届きませんでした。この流星群は非常に長い距離を持っているため、その巨大な群れが地球の軌道と交差する領域を通過するのに1年以上かかるのです。したがって、流星群の流れ星たちは地球から逃れることはできないのです。流星群がこの付近に到達し始める頃には、地球はちょうどその軌道の部分を通過したばかりで、再び同じ場所に戻るまでに1年が経過している可能性があります。流星群の先頭にいる流れ星たちは逃れることができるかもしれませんが、後方にいる流れ星たちはそうはいかず、地球は再び膨大な数の流れ星を飲み込むことになります。時には、連続して2年間にわたって流星群の流れ星が観測されることもあります。もし1年目に地球が流星群の先頭部分を通過したとしても、流星群はあまりにも長いため、地球は6億マイルもの軌道を一周し、全ての流れ星が通過する前に再びその危険な場所を通過してしまうのです。

過去にも、連続する2回の11月において、見事なレオニッド群が観測された記録が残っている。

地球は33年ごとにこれほど多くのレオニッドを消費していくため、その総数は必然的に減少していかなければならない。将来的には、この状況が流星群の輝きに影響を与えることになるだろう。それらは常に今までのように明るくはあり得ないのだ。また、流星群の形状が徐々に変化している点も興味深い。流星群を構成する各流星は、太陽の周りをそれぞれ独自の楕円軌道で動いており、他の流星들とは全く無関係である。したがって、各流星には、その軌道の長さに依存する固有の公転周期がある。もし2つの流星の楕円軌道の長さが正確に等しければ、同じ時間で太陽の周りを一周するが、そうでなければそうはならない。これらの楕円軌道の長さは数億マイルにも及び、すべてが完全に等しいということはあり得ない。ここに、流星群の性質が徐々に変化していく原因があるのだ。例えば、AとBという2つの流星があり、Aが33年で一周するのに対し、Bは34年かかるとする。もし両者が同時に出発した場合、Aが最初の一周を終えた時点でBは1年遅れている。次にBが出発しても2年遅れ、といった具合だ。これは、長距離レースに出走する複数の少年たちの様子と全く同じだ。彼らは距離を走り切るまで何周もコースを周回しなければならない。最初はみんな一緒に出発し、最初の1、2周は比較的近い位置にいるかもしれない。しかし徐々に、速い選手は先頭に出て、遅い選手は後ろに落ちていき、集団は細長くなっていく。レースが続くにつれて、集団はコース全体に散らばっていき、最前列の選手が最後尾の選手を追い越すことさえあるかもしれない。これが将来的な11月の流星群の運命のようだ。やがてその集団はこの広大な軌道全体に散らばり、もはや33年ごとに見事な光景が記録されることはなくなるだろう。

1866年の11月の流星群と関連して、アダムス教授によって数学天文学上、非常に興味深く美しい発見がなされた。レオニッド群は必ずある軌道を描いて動いているはずだということだ。

楕円形の軌道を描き、33年ごとに戻ってくるが、望遠鏡ではその移動を追跡することはできない。観測によってわかるのは、出現する日付、それらが放射される天球上の位置、そして33年ごとの大規模な帰還だけである。これらの事実を組み合わせることで、流れ星が動く楕円軌道を特定することは可能だ——ただし正確には不可能であり、事実から導き出せるのは、その楕円軌道が5つの可能性のある軌道のうちの1つでなければならないということだけだ。この5つの可能性のある軌道とは、第一に、現在わかっている流れ星が回転している巨大な楕円軌道で、1周するのに33年間を要するもの；第二に、地球の軌道よりわずかに大きいほぼ円形の軌道で、流れ星は1年以上かけて数日でその軌道を一周するもの；同様の別の軌道で、1年未満の数日で一周するもの；そして地球の軌道の内側にある2つの小さな楕円軌道である。アメリカのニューヘイブン出身のニュートン教授によって、観測された事実はこれらの軌道のいずれかを通って流れ星が動けば説明がつくが、他のどんな仮説では説明できないことが明確に示された。問題は、これらの軌道のうちどれが真実のものかということだった。ニュートン教授自身がこの問題を解決するための方法を提案した。彼が提案した検証法はかなり困難なもので、摂動理論における複雑な計算を伴った。しかし幸いなことに、アダムス教授がこの研究を引き受け、彼の成功した努力によってレオニッド群の軌道が完全に明らかになった。

古代の記録を調べてみると、大規模なレオニッド群の出現日付は徐々に連続的に変化していることがわかり、ニュートン教授はその変化の幅を70年に1日と定めた。したがって、流れ星の軌道が地球の軌道と交差する点も固定されておらず、毎回帰還するたびに、地球の進行方向に向かって約半度ずつ先の位置で交差することになる。つまり、流れ星が回転している軌道自体が変化しており、1回の公転でたどる軌道は次の公転でたどる軌道とわずかに異なるのである。しかし、これらの変化は同じ方向に進むため、徐々にある一定の値に到達する可能性がある。

かなり大きな寸法の変化があり、数世紀にわたって流れ星の軌道に生じる変化量は、図78に示されている2つの楕円によって推定できる。
図78――レオニッド群流星の歴史。
実線は西暦126年時点の軌道を、点線は現在の軌道を表している。

この明らかな軌道の変化は、天文学者たちが先に述べた「摂動」に起因するものと考えている。これらの天体の楕円運動は太陽によるものであり、もし太陽の影響だけを受けているのであれば、その楕円は絶対に変わらないはずだ。したがって、この楕円の徐々な変化には惑星の引力の影響があることがわかる。流れ星が大きな軌道を描く場合、この軌道の変化は木星、土星、天王星、地球といった惑星の引力によるものであり、一方、流れ星がより小さな軌道を描く場合には、十分に近く、十分な質量を持つ惑星が原因となる。

それらに対して合理的に行動すべき惑星といえば、地球、金星、木星です。ここで、計算によってこの問題をどのように解くことができるかがわかります。軌道に関する5つの異なる仮定ごとに、各惑星の引力がどの程度の影響を及ぼしうるかを計算するのは困難ですが、不可能ではありません。これこそがアダムスが行ったことです。彼は、もし隕石が大きな軌道を描いて移動するならば、観測される変化の3分の2は木星の引力によるものであり、残りの3分の1は土星の影響によるもので、さらに天王星の影響もわずかに加わるという結果を得ました。このようにして計算により、大きな軌道が可能性のある軌道であることが示されました。アダムス教授はまた、もし隕石が4つの小さな楕円軌道のいずれかを描いて回転する場合に生じる軌道上の変位量も計算しました。この研究は非常に困難なものでしたが、その成果は努力に見合うものでした。小さな楕円軌道では、観測された変位の半分にも達することは不可能であることが示されました。したがって、これら4つの軌道は除外されなければなりません。こうして、隕石が大きな軌道を描いて回転していることが完全に証明されました。

各公転時の運動はケプラーの法則によって支配されています。軌道上で太陽から最も遠い位置にあるとき、隕石の速度は最も低く、1秒間に1マイル強に過ぎません。近づくにつれて速度は徐々に上昇し、地球の軌道を通過する頃には1秒間に26マイルにも達します。地球はほぼ反対方向に1秒間に18マイルの速さで動いているため、もし隕石が地球の大気圏に衝突すると、1秒間に約44マイルという驚異的な速度で衝突することになります。衝突を免れた場合、隕石は速度が徐々に低下しながら再び前進を続け、33年4ヶ月という周期を経て一周を終えます。

レオニッド群を構成する無数の隕石は、長さに比べて幅が非常に狭い巨大な流れとして配置されています。もし軌道を長さ7フィートの楕円で表すならば、隕石の流れは最も細い縫製用の絹糸で表されるでしょう。

長さは約1フィート半から2フィートで、軌道に沿って這うように進む。[34] この流れの大きさは、その幅が少なくとも10万マイルはあるという事実から推定できる。また、その速度は秒速約26マイルだが、軌道が地球の軌道と交差する地点を通過するのに約2年かかるという事実から、その長さも推定できる。1866年11月13日から14日にかけての記憶に残る夜、地球はこの流れの先端付近に突入し、5時間後になってようやく反対側に出てきた。その間、地球の前方にあった半球にはヨーロッパ、アジア、アフリカの大陸があり、したがって大規模な流星群は旧世界で観測された。地球が再び同じ場所に戻ったその日、流れはまだ完全には通過しておらず、地球は再び突入した。今度はアメリカ大陸が前方にあり、そのため1867年の流星群はそこで観測された。翌年でも依然として流れは完全には通過しておらず、それ以来、地球が毎年この流星帯を通過するたびに、その経路沿いでいくつかの流星が観測されている。

この図は、この流星群がどのようにして太陽系内に現れたのかを説明するために、ル・ヴェリエの権威に基づいて提唱された興味深い仮説も示すものである。流星들が公転する軌道は木星、土星、火星の軌道とは交わらないが、天王星の軌道とは交わる。時々、流星群がその場所に到達するちょうどその時に天王星がその軌道上のその点を通過していることがある。ル・ヴェリエは、西暦126年にそのような出来事が起こったが、それ以降は起こっていないことを証明した。これにより、流星群がその年に私たちの太陽系にやって来たという非常に興味深い経緯の手がかりが得られるようだ。1899年に再び大規模な流星群が現れるだろうという広く期待されていた予想は、根拠はあったものの実現しなかった。ごくわずかな通常のタイプの流星しか観測されなかった。

8月の流星群の軌道が放物線であると仮定して、スキアパレッリはこの軌道の寸法や空間上の位置を計算した。

そして彼がこれを計算し終えると、その軌道が1862年の夏に現れたある彗星の軌道と、あらゆる点で一致していることに気づいた。これは単なる偶然とは考えられない。彗星が動く平面は、流れ星が動く平面と完全に一致しており、軌道の軸の方向も同じであった。運動の方向も同じで、太陽から軌道までの最短距離も両者で同一だった。これにより、彗星と流れ星の群れの間には何らかの深い物理的な関連性が存在することが証明された。そしてその後まもなく、ル・ヴェリエが11月の流れ星の軌道を計算した際、それが1866年1月に近日点を通過した彗星の軌道と全く同じであり、その公転周期が33年2ヶ月であることがすぐに明らかになり、これもまたその証拠となった。

レオニド群の中には、金星よりも明るく、月の見かけの大きさの半分ほどもある火球が時折現れ、雷のような閃光を放ちながら、1分から1時間以上続く尾を残す。しかし、大多数の流れ星は2等星、3等星、4等星程度の明るさしかない。流れ星が放つ光の量はその質量と速度に依存するため、これらの流れ星の実際の重さについてある程度推測することができる。その結果、ほとんどの流れ星の重さは1/4オンスにも満たないようであり、実際、多くの流れ星は1粒の重さすらない可能性が高い。しかし、先に述べたように、彗星というのはおそらく非常に希薄なガスに囲まれた、ごく小さな粒子の集まりに過ぎず、また彗星の物質は徐々に宇宙空間に散逸していくものである。ここで、彗星がどのように破壊され、その粒子たちがどうなったのかという素晴らしい話を紹介しよう。

1872年11月27日の夜には、大量の流れ星群が発生した。この時、流れ星たちはアンドロメダ座の放射点から四方に散っていった。見栄えとしては、1866年の壮大な光景には到底及ばなかったが、科学的にどちらの流れ星群の方が重要だったかを断定するのは難しい。

地球がビエラ彗星の軌道を横切るちょうどその瞬間に、アンドロメダ流星群（この流星群の呼び名です）と出会うなんて、実に驚くべき偶然です。私たちは、アンドロメダ流星群の流星が大気圏に突入する方向を観測しています。また、ビエラ彗星が地球の軌道を通過する際の移動方向も把握できます。そして、彗星の移動方向と流星の移動方向が同一であることがわかります。これ自体が、彗星と流れ星が関連しているという強力でほとんど覆しようのない証拠となります。しかし、それだけではありません。この流星群に関する観測記録は18世紀から存在し、その出現時期が12月6日や7日から11月末へと変化していることがわかります。これは、地球の軌道とビエラ彗星の軌道の交点が逆行する動きと完全に一致しています。この彗星は1772年に観測され、その後1805年から1806年にも再び観測されましたが、7年ごとに周期的に戻ってくるということはまだ発見されていませんでした。1826年にビエラによって発見され、1832年にも再び観測されました。1846年には、かつて1つだった彗星が2つになっていることが天文界を驚かせました。そして1852年の再出現時にも、その2つの破片が再び観測されました。1859年には、地球との位置関係が悪かったためビエラ彗星は見えませんでした。1865年から1866年にも、本来なら再出現すべき時期でしたが、ビエラ彗星の姿は見えず、それ以来も見られていません。したがって、1872年の秋にはビエラ彗星の再出現の時が来ており、アンドロメダ流星群の大規模な出現も、実際にビエラ彗星が戻ってくる時期頃に起こったのです。流れ星が実際に彗星本体の一部でないにしても、少なくとも彗星と非常に密接に関連しているという結論は避けられません。この流星群は、クリンカーフューズ教授がマドラスにいたポグソン氏に送った電報でも記憶に残っています。その電報の内容は次の通りです。「ビエラ彗星は27日に地球に接近した。センタウルス座のθの近くを探せ。」ポグソンは探索を行い、確かに彗星を発見しましたが、残念ながら悪天候のため、わずか2晩分の観測データしか得られませんでした。惑星や彗星の軌道を決定するには3回の観測が必要なので、ポグソンが得たデータからその軌道を計算することは不可能です。しかし、その彗星がビエラ彗星の2つの構成要素のいずれかと同じものである可能性はほとんどないようです。

彗星だ。しかし、実際にはビエラ彗星と同じ軌道を進んでいた彗星であり、その彗星が流星群を生み出した可能性が高い。

ビエラ流星群の再びの出現は1885年にあり、それまでの1872年から数えて2回分の公転周期が経過したところだった。1885年11月27日の出現は壮観で、ニュートン教授によれば最盛期には1時間あたり75,000個もの流星が現れたという。1892年には再び彗星が近日点に戻るはずだったが、その年の11月27日には流星は見られず、一方で23日には同じ放射点から多数の流星が観測された。この4日間の差によって示される流星群の軌道と地球の軌道の交点の変化は、ブレディチンによって、群れの運動に対する木星の摂動作用に起因するものだとされた。

注目すべき点は、これらの大規模な流星群からは、これまで一度も地球表面に到達した天体が発見されていないことだ。無数に存在するレオニッド群、ペルセウス群、アンドロメダ群からは、一つたりとも捕獲されて同定された例がない。[35]私たちが隕石と呼ぶ、空から地球に落ちてくる物体は、私たちの知る限り、これらの大規模な流星群から来ているわけではないようだ。実際、それらは周期性のある流星群とは全く異なる起源を持っている可能性がある。

興味深いことに、隕石が天体から来たものだという考えは近代になってから生まれたものだ。古代にも、天から地球に落ちてきた不思議な石に関する噂は間違いなく存在したが、これらの報告はほとんど信頼されていなかった。1世紀前には、この件に関する多くの証言があったにもかかわらず、それらは完全な作り話と見なされていた。目撃者たちはその石が落ちてくるのを見たと主張していた。そして、それらの物体自体は周囲の他の物体とは異なっており、これらの天体によって人々が命を落とした事例さえも確認されている。

疑いなく、これらの観測は一般的に無知で文盲の人々によって行われていたのだ。記録の真実部分は想像上の内容と混在していたのである。

さらに、慎重な人々は、そのような物体が実際に空から落ちてきたという主張を信じようとしなかった。今日でさえも、この種の事象に関する正確な証言を得ることは極めて困難な場合が多い。例えば、ジャングルであるヒンドゥー教徒が隕石の落下を目撃した。その石はそこにあり、それが隕石であることに疑いはなく、目撃者も事件の詳細について尋問を受けたが、騒音や自分が危うく命を落としかけたという恐怖のあまり、ほとんど何も語ることができなかった。しかし彼は、その隕石が地面に落ちるまで2時間もの間、ジャングルの中を自分を追いかけてきたと確信していた！

1794年、クラードニーは旅行家パラスがシベリアで発見した驚くべき量の鉄について報告を発表した。これにより初めて、この物体やそれに類する他の物体が天体起源である可能性が認識された。しかし、クラードニーの名声や彼が提示した論拠でさえも、全世界的な同意を得るには至らなかった。その直後、ロンドンで56ポンドもある石が展示され、数人の目撃者が1795年にヨークシャーのウォルド・コテージでそれが落下するのを見たと証言した。この石は後に我が国の国立コレクションに収蔵され、現在はサウス・ケンジントンの自然史博物館で見ることができる。その後、他の地域からも証拠が次々と寄せられ、イタリアやベナレスで発見された石片もヨークシャーの石と同じ成分であることが判明した。これらの物体の天体起源を疑っていた人々の不信感も次第に消えていった。1802年にはハワードによるベナレスの隕石に関する詳細な報告が『哲学的交換誌』に掲載され、まるで証明を完遂するかのように、翌年ノルマンディーのレ・エーグルで大量の石の雨が降った。フランス科学アカデミーは物理学者ビオを現地に派遣し、この記念すべき石の雨が起きた状況を詳細に調査させた。彼の調査によってあらゆる疑念が払拭され、これらの隕石は地質学の領域から天文学の領域へと移されることになった。注目すべきは、隕石の天体起源が認識されたのが、ちょうど最初の小惑星が発見された時期と同時だったという点である。どちらの場合も、太陽系に関する我々の知識は新たな発見によって拡大されてきたのである。

その寸法はごく小さいにもかかわらず、情報を内包している無数の微小な物体たち。

落石の可能性が認められるようになると、私たちは古代の記録に目を向け、何世紀にもわたって与えられなかったその価値を正当に評価することができる。歴史的精度が高いと言える最も古い落石事例の一つは、リウィウスが紀元前654年頃、ローマ近郊のアルバン山で起きたと記述したものだろう。より近代的な事例としては、非常に確実に証明されているものがある。それは1492年にアルザス地方のエンジスハイムで起きたもので、マクシミリアン皇帝はその経緯を詳細に記録し、その石と共に教会に保管するよう命じた。その石は3世紀にわたって教会に吊るされていたが、フランス革命の際にコルマールへ運ばれ、そこから破片が取り出され、そのうちの一片は現在我が国のコレクションに収められている。幸いなことに、この興味深い遺物は再びエンジスハイムの教会に元の場所に戻され、今日でも観光客を引き付けている。その記録は次の通りである。「主の年1492年、11月7日の聖マルティヌスの日の前の水曜日、11時から正午の間に奇妙な奇跡が起こった。遠くまで聞こえる大きな雷鳴と長く続く騒音があり、エンジスハイムの領域内から重さ260ポンドもある石が空中から落下した。その騒音は他の場所ではここよりもはるかに大きかった。その後、ある少年が、ライン川とイル川に近いギスガング地区付近の上の畑で、小麦が植えられている場所にその石が落ちるのを見た。その石はそこに穴を開けただけで被害はなかった。そしてその石はその場所から運ばれ、多くの破片が取り出されたが、地方官はそれを禁じた。そこで彼らはその石を奇跡として教会に置くことにし、多くの人々がこの石を見にやって来て、この石について多くの興味深い話が交わされた。学者たちは、これほど大きな石が空中から落下するなどは自然の常識を超えているため、それが何であるか分からないと言ったが、それは実際には…」

それは神からの奇跡であり、その前にはこれと同じようなものは決して聞かれたことも、見られたことも、書かれたこともなかった。彼らがその石を発見したとき、それは人の背丈の半分ほど地中に沈んでいたが、これは神の意志によってそうなったのだと皆が解釈した。その音はルツェルンやフィリンゲン、その他多くの場所でも聞こえ、その大音量に人々は家々が倒れたのではないかと思った。同年の聖カタリナの日の月曜日にマクシミリアン王がここにいたので、国王陛下は落下したその石を城に持ってくるよう命じ、貴族たちと長い間それについて話し合った後、エンジスハイムの人々にその石を受け取り、教会に掛けるよう命じ、誰にもそれから何かを取らせてはならないと言った。しかし陛下自身はその石から二つの破片を取り、一つは自分が保管し、もう一つはオーストリアのジギスムント公に送った。その石は今も聖歌堂に吊るされており、多くの人々がそれを見に訪れている。

隕石が天体から来たものであることを認めるならば、私たちは確実にそれに最大限の注意を払わなければならない。それらは、地球外の天体の構成要素について知識を得るための、私たちが持つ唯一の直接的な手段なのである。私たちは隕石を手に取り、分析して、それがどのような元素で構成されているかを明らかにすることができる。隕石の構造について詳細に説明するつもりはない。それはむしろ化学者や鉱物学者が考察すべき事柄であり、天文学者の領域ではない。いくつかのより明らかな特徴だけで十分であり、それらはこれらの天体の起源について議論するための前提となるだろう。

サウス・ケンジントンにある自然史博物館では、素晴らしい隕石コレクションを見ることができる。それらは世界中から集められており、針の先ほどの大きさのものから、数百ポンドもの重さを持つ巨大なものまで様々である。また、原本が他の様々な博物館に散らばっている有名な隕石の模型もある。

多くの隕石は、外見上特に目立つところがない。もし海辺でそれらに出会ったとしても、他の石と変わらず何とも思わず通り過ぎてしまうだろう。しかし、もし手に入れることができれば、隕石はどんな歴史を私たちに語ってくれることか！それは落下したのだ。空から落ちてくるのが見られたのだ。だが、その動きに至るまでの経緯は何だったのか？100年前、1000年前にはどこにいたのか？どのような宇宙空間を漂ってきたのか？なぜこれまで一度も落下しなかったのか？なぜ今になって実際に落下したのか？これらが、私たちがこれら非常に興味深い天体について考えるときに頭をよぎる疑問の一部だ。これらの天体の中には、非常に特徴的な成分で構成されているものもある。例えば、比較的新しく地球に落下した「ロートン・シデライト」と呼ばれるものがある。この天体は、より一般的な石質隕石とは大きく異なっている。たとえ偶然通りかかっただけの人であっても、これを見過ごすことはほとんどないだろう。その重さも注目を集めるし、もし削ったりヤスリでこすったりすると、ほぼ純粋な鉄の塊のように見える。その鉄片がどのような状況で地球に落下したかは分かっている。1876年4月20日の午後3時40分頃、レーキン山の北8〜10マイルに位置するシュロップシャー地方の村々一帯で、奇妙な轟音が聞こえ、その後驚くべき爆発が起こったのだ。この出来事から約1時間後、ある農夫が自分の牧草地の地面が乱されていることに気づき、隕石が作った穴を調べてみると、地表から約18インチ下で、まだ温かい状態のまま隕石が見つかった。そこからそれほど遠くない場所で働いていた人々も、隕石が落下する際の音を聞いていた。この注目すべき天体の重さは7-3/4ポンドで、不規則な角張った鉄の塊だが、空中を飛行している間に溶融作用によってすべての縁が丸みを帯びているようだ。地面に最初に衝突した部分を除き、表面は厚い黒色の鉄酸化物の膜で覆われている。隕石が落下した土地の所有者であったクリーブランド公爵は、後にそれを前述の国立研究所に寄贈した。そこでは「ロートン・シデライト」として、これら素晴らしい天体に興味を持つ人々の注目を集めている。

この菱鉄鉱は、その明らかに金属的な特性のために特に興味深い。この種の天体が落下する例は、石質隕石ほど頻繁ではない。実際、落下しているのが確認されている鉄質隕石の例はごくわずかであり、一方、石質隕石の落下例は数十から数百にも上る。したがって、鉄質隕石は石質隕石よりもはるかに稀であると考えられる。しかし、博物館を訪れる人が受ける印象は必ずしもそうではない。そこにある膨大なコレクションの中で、鉄質隕石が圧倒的に最も目を引く存在だからである。その理由は簡単だ。これら巨大な鉄の塊は間違いなく隕石であり、それが隕石であることに疑問を持つ者はいない。だが、その大多数は一度も落下するのが見られておらず、単に、その隕石であることを明確に示す状況下で発見されただけだ。例えば、シベリアや中央アメリカの平原で旅行者が地面に金属質の鉄の塊があるのを見つけたとしよう。このような現象に対してどのような説明が可能だろうか？誰もその場所に鉄を運んだわけではなく、数百マイル以内に鉄鉱山もない。人間がその物体を作ったわけでもなく、その鉄にはニッケルが合金化しており、これは既知の隕石で常に見られる特徴であり、隕石起源の確かな証拠と見なされている。また、地球の大気中では鉄は腐食してしまうため、その巨大な鉄の塊が永遠にその場所にあったはずがなく、何らかの時点でそこに置かれたに違いない。このような物体の出所は一つしか考えられず、それは空から落下してきたに違いない。同じ平原では石質隕石も何百、何千も落下してきたが、時間が経つにつれて崩壊してしまい、いずれにせよ鉄質隕石のように旅行者の注意を引くことはない。したがって、石質隕石の方がより頻繁に落下しているように見えても、実際に落下する瞬間を目撃しない限り、鉄質隕石よりも見過ごされやすいのである。だからこそ、英国のコレクションで最も目立つのは鉄質隕石なのである。

ロウトン・シデライトの落下時に騒音が伴ったと述べましたが、エンジスハイムで隕石が落下した際に大きな爆発が起きたという記録もあります。これこそがこの現象の特徴的な点です。観測されてきたほぼすべての隕石の落下は、何らかの爆発によって始まるようです。しかし、これが必ずしも常に見られる特徴だとは断言しません。また、隕石が爆発しても、回収可能な固体の破片が残らない場合も多いのです。この現象の激しさは、ブツラ隕石によって鮮明に示されています。この隕石は1861年にインドに落下しました。大きな爆発音が聞こえ、3、4マイル離れた場所からもいくつかの石の破片が回収されました。それらを合わせると、隕石の元の形状を再構築することができました。いくつかの破片は失われています（おそらく、誰にも気づかれずに回収不可能な場所に落ちてしまったのでしょう），しかし、爆発によって破片化する前のその物体の不規則な形状を十分に把握できるほど多くの破片が得られています。これは普通の石質隕石の一種であり、先ほど説明したロウトン・シデライトとは対照的です。他にもさまざまなタイプの隕石があります。いわゆるブライテンバッハ鉄隕石は、隕鉄と石質隕石の中間に位置する隕石の代表的な例です。これは粗い細胞状の鉄の塊で、その空洞部分には鉱物質が充填されています。博物館では、この構造が見られる中間型の標本が展示されています。

まず、これらの隕石の最も目立つ特徴を見てみましょう。ここでは化学組成については触れず、外見について述べます。これらの物体の形状において最も注目すべき特徴は何でしょうか？――それは間違いなく、これらが破片であるという点です。これらは明らかに、より大きな物体から破れ落ちた破片なのです。その形状を見るだけでも明らかであり、その機械的構造を調べればさらに明確になります。隕石自体が何か別のもので構成されていることがよくあります。

より小さな破片。このような構造は、シエラ・デ・チャコで発見された重さ約30ポンドの隕石の断面図によって示すことができる（図79）。

ここに示されている断面図は、この物体の複合的な構造を示しており、これは石質隕石の一種に属する。その形状から、実際には角張った縁や角を持つ破片であったことがわかる。最初に大気圏に突入した時には、もっと大きなものだった可能性が高い。現在外側に見られる角張った縁は、その後起こった爆発によるものかもしれないが、内部の構造を説明するものではない。そこには様々な形態や材質の不規則な破片들が一つの塊として凝集しているのが見られる。地球上で類似した物体を探すならば、火山岩を調べる必要があり、そこには多数の不規則な角張った破片들が、それらが埋め込まれているマトリックスによって結合している。この隕石が示す証拠は、これらの物体の起源に関するある点について決定的なものである。それらは、巨大でなくともかなり大きな天体から破片として飛来したに違いない。この隕石には、鉱物質と混在した多数の小さな鉄粒子が含まれている。実際、多くの隕石に含まれる鉄には、ダイナマイトによって鉄を爆破した際に生じるものと類似した特徴がある。例えば、ブラジル産の大型の隕鉄は、地球に落下する前の何らかの時点で実際に破片に砕け散っていたことがわかっている。これらの破片は、不規則な鉱物質の脈によって再び結合されている。

全く異なるタイプの隕石としては、1864年5月14日にフランスに落下したオルグイユの炭素質隕石が挙げられる。その落下時には、満月に匹敵する大きさの見事な流れ星が観測された。この火の球の実際の直径は数百ヤードはあったに違いない。この天体の破片は、長さ15マイルに及ぶ地域に散乱しているのが発見されている。この物体は特に興味深いものである。なぜなら、金属鉄が含まれていない、非常に珍しい種類の隕石だからだ。そこには他の隕石にも見られる多くの鉱物が含まれているが、これらの破片ではそれらが炭素や白色または黄みがかった結晶性物質と共存している。

エーテルに溶け、一部の炭化水素に似た性質を持つ物質だ。もし地上に落下する様子が見られなかったなら、おそらく動物や植物の生命活動によって生じた生成物と考えられただろう！

図79――チャコ隕石の断面図。非常に高い速度で移動する物体が空気に衝突すると、どのようにして赤熱や白熱状態になったり、さらには蒸気になってしまったりするのかを説明した。では、なぜ隕石はこの激しい火災のような状況を免れ、確かに高速であるにもかかわらず、蒸気になってしまうほどの速度には達しないまま地上に落下するのだろうか？例えば、ロウトン鉄隕石が秒速20マイルの速度で我々の大気圏に衝突した場合、熱によって分解されてしまうのは間違いない。もちろん、最終的にはその粒子들が再び結合して、微小な鉄の粒としてゆっくりと地上に降下するだろう。では、この隕石はどうやってその運命を免れたのか？我々の地球もまた秒速約18マイルの速度で動いており、隕石が空気中に突入する際の相対速度こそが摩擦の程度を決定する要因であることを忘れてはならない。もし隕石が地球と直接衝突すれば、その衝突速度は極めて大きくなる。しかし、両物体の実際の速度がどちらも非常に大きいにもかかわらず、相対速度が比較的小さい場合もある。これが、少なくとも隕石が地球の表面に到達する理由として考えられる説明の一つである。

本章の前半で述べたように、よく知られている流星群は彗星と密接な関係がある。実際、各流星群は彗星が進む軌道を周回しており、流れ星の粒子もおそらく彗星から生じたものである。したがって、流星群は彗星と密接な関係があるが、隕石が彗星と何らかの関係があるかどうかは疑問である。すでに指摘されているように、大規模な流星群の中で隕石が落下した例は一度も知られていない。レオニダスやペルセウス座流星群といった無数の流星群からも隕石が落下した記録はなく、私たちの知る限り、リリダスやクワドランティダス、ジェミニダス、そして他の多くの天文学者によく知られている流星群からも隕石は落下していない。隕石をこれらの流星群と結びつける理由はなく、したがって隕石を彗星と結びつけるべきかどうかも疑問である。

隕石の起源については、十分な確信を持って語ることは難しい。隕石に関するあらゆる理論には問題点があり、私たちに残された唯一の方法は、最も非現実的でない起源説を選ぶことのようだ。私には、オーストリアの鉱物学者チェルマックが提唱する理論がこの条件を満たしているように思える。彼はウィーンにある豊富な隕石コレクションを研究し、「隕石は何らかの天体上の火山から来た」という結論に至った。この推理を追ってみよう。問題は次のように述べられるだろう——少なくとも一部の隕石が火山から噴出されたと仮定するならば、その火山は宇宙のどの天体上に存在しなければならないのか？これは実際には天文学者や数学者の問題である。鉱物学者がこれらの天体が火山であると断言すれば、問題は計算や確率のバランスの問題となる。

調査の第一歩は、この問題の力学的条件を明確に理解することである。惑星上に火山があると想像してみよう。その火山は噴火状態にあり、激しい噴出の中で何かを空中に投げ上げる。その物体は上昇し、停止し、再び落下する。これが現在、地球の火山が噴火する際の様子である。

火山。コトパキシ山は、非常に高い場所まで巨大な石を投げ上げることが知られているが、これらの石は必ず地球に戻ってくる。地球の重力が爆発によって生じた速度を徐々に打ち消し、石は地面に落ちてくるのだ。しかし、もし噴火がさらに激しく、石が地球表面よりもさらに高い場所まで投げ上げられるとしたらどうだろう。例えば、石が地球の半径と同じ高さまで打ち上げられた場合、重力の強さは地表時の4分の1にまで弱まり、その結果地球は石を引き戻すのにより大きな労力を要することになる。高さが増すにつれて石を引き戻さなければならない距離が長くなるだけでなく、重力の効果も弱まるため、二重の理由から石を呼び戻すのがより困難になるのだ。私たちは既に何度もこのテーマに言及しており、各惑星にはその質量や半径に応じた一定の臨界速度が存在することを示してきた。もし弾丸がこの速度以上で上方に投げ上げられれば、二度と戻ってくることはない。私たちは皆、ジュール・ヴェルヌの月面探検物語を覚えているだろう。そこでは、秒速6～7マイルの速度で弾丸を発射できる架空の大砲「コロンビアド」が描かれている。これが地球の臨界速度なのだ。もし空気がなくなったと想像すれば、秒速7マイルの力を持つ大砲は、二度と落ちてこない物体を上方に投げ上げることができるだろう。

隕石の起源が火山にあるとするチェルマクの見解の大きな問題点は、必要とされる途方もない初期速度にある。コロンビアドは作り話であり、現在の地球上には、そんな恐るべき速度を生み出すのに十分な自然または人工的な力は存在しない。クラカタウアの爆発音は数千マイル先まで聞こえたが、最も激しい時でさえ、秒速6マイルの速度で弾丸を発射することはなかった。したがって、他の天体の中に隕石の起源となり得るものがあるのかどうかを考えざるを得ない。月以外のどの天体にも火山は見当たらず、他の天体はあまりに遠くて詳細な観察は不可能だ。では、月の火山が地球に落下するような弾丸を発射できる可能性はあるのだろうか？

この考え方はかつて権威ある学者たちによって支持されていた。月の質量は地球の質量の約1/80である。投射に必要な臨界速度が惑星の質量に比例すると主張するのは正しくない。正しい法則としては、その速度は質量の平方根に比例し、半径の平方根に反比例するというものだ。したがって、月からミサイルを打ち出すのに必要な速度は、地球からミサイルを打ち出すのに必要な速度の約1/6程度に過ぎない。もし月の表面に高さ1マイルもの火山があったとしたら、それらが隕石の起源である可能性も十分に考えられる。月の表面全体に激しい火山活動の痕跡が見られることから、月から打ち出されたミサイルが地球に落下することは間違いなく、実際に一部の隕石がこのような源から来た可能性も否定できない。しかし、月の火山には大きな問題点がある。もし何かがそこから打ち出されたとしても、ケプラーの法則に従い、地球の引力の影響で地球を焦点として周回することになる。他の天体が及ぼす影響や月自体が及ぼす影響を無視すれば、一度地球を外れた隕石は二度と地球に落ちることはない。月の隕石が地球に落ちるためには、物体の軌道上で地球中心までの最短距離が地球の半径よりも小さくなければならず、つまり最初の周回時に地球に到達しなければならないのだ。隕石が月から地球まで到達するのにかかる時間は数日間しかないため、今も隕石が降り注いでいる以上、月から絶えず隕石が放出されているはずだ。しかし、月の火山は現在は活動しておらず、観測者たちは長年にわたって月の表面を研究してきたが、今日においては火山活動の信頼できる痕跡は見つかっていない。かつて月がどんなことができたとしても、現在においてまだ隕石を地球に送り続けることは全くあり得ない。遠い昔、月の火山が活動していた頃に月から放出された隕石が、系内の他の天体が及ぼす影響によって軌道が変化し、最終的に大気圏内に入って地球に落下する可能性は十分にある。しかし、どんな状況下でも月が私たちの元に隕石を送り届けることは不可能だ。

現在、問題の条件を満たす火山を探すなら、他の場所に目を向けるのが理にかなっている。
では、惑星に注目し、そこにある火山がどのような状況下で、最終的に地球に落下するはずの隕石を噴出しうるかを検討してみよう。惑星に火山が存在するか、過去に存在したかを判断するには、十分には観測できない。しかし、巨大な天体にほぼ普遍的に熱が存在するという事実から、惑星上に何らかの形の火山活動が見られる可能性は高いと言えるだろう。木星や土星のような巨大惑星はすぐに除外できる。これらの表面は火山地帯とは全く異なっており、またその巨大な質量のため、もし隕石が惑星の重力から逃れることができたとしても、非常に高い速度で放出されると考えざるを得ない。先に述べた規則に従えば、木星上の火山は地球上の火山の5〜6倍もの力を持たなければならない。この困難を避けるため、私たちは自然と太陽系の小さな惑星に目を向ける。例えば、数え切れないほど多く存在する小惑星の一つを取り上げ、この天体が地球に落下するはずの物体をどの程度遠くまで噴出しうるかを調べてみよう。これらの天体の中には直径が数マイルしかないものもある。太陽系には、ごくわずかな速度でも物体を完全に遠くへ飛ばしてしまうほど小さい天体も存在する。実際、小惑星について論じた際にもすでにこの点を説明した。小惑星の一つにある火山は、十分な力を持って隕石を宇宙空間を長距離にわたって飛ばし、偶然によって地球と衝突させるのに十分かもしれない、という意見もある。そのような火山が存在し、惑星の表面から物体を追い出すのに十分な力を持つ可能性があることは認めるのにほとんど困難はない。しかし、それらの物体が地球に落下しなければならないという点、そして注意深く検討すべき力学上の要因も考慮に入れなければならない。考えを集中させるため、小惑星の一つを取り上げてみよう。そのためにケレスを例に取ろう。もし隕石が地球に落下するなら、地球の軌道を示す幅約8,000マイルの狭い環を通過しなければならない。物体が単に通過するだけでは不十分だ。

黄道面上の、環の内側または外側を通過するのではなく、実際にはこの狭い帯域を通過しなければならず、そしてちょうどその瞬間に地球がそこにある場合にのみ隕石が落下するのである。したがって、まず満たされなければならない条件は、隕石の軌道がこの狭い帯域を通過することである。これはケレスの軌道上のある点からの投影によって実現される。しかし、純粋に力学的な観点からも、ケレスから物体を放出するのに十分な火山エネルギーはそれほど大きくないかもしれないが、その物体が地球の軌道を横切るためには、少なくとも3マイル規模の威力を持つ火山がケレス上に存在しなければならないということが示される。したがって、小惑星という考え方によって得られる利益はほとんどなく、適度な火山の力では不十分であることがわかった。しかしケレスの場合には、問題の他の寸法と比べて黄道面上の環が非常に狭いという別の困難もある。ケレスは遠く離れており、ミサイルを正確にこの環を通過させ、内側でも外側でも、上方でも下方でもなく落下させるためには、ケレス上での火山活動に極めて高い精度が求められる。成功するたびに多くの失敗があるはずだ。私たちは確率論を用いて計算を試みたが、このような事態が起こる確率は約5万対1であり、ケレスの軌道上のある点から発射される5万個の物体のうち、地球に落下するために必要な最初の条件さえ満たすのはたった1個だけと予想される。したがって、ケレス（そして他の小惑星も同様）が隕石の供給源として可能性があるとするには2つの問題点があることは明らかだ。第一に、惑星の質量が小さいにもかかわらず非常に強力な火山が必要であること、第二に、地球に到達した1個の隕石に対して少なくとも5万個が放出されたと仮定しなければならないことである。したがって、もし隕石が本当に太陽系の何らかの惑星から飛来したのであれば、その惑星は何らかの理由で非常に強力な火山を持っていたに違いない。そこで私たちは、他の要因に基づいてどの惑星が最も可能性が高いのかを探求することになる。

もちろん、現在の地球上の火山には必要な力が全くないことは認めます。しかし、地球上の火山がこのように弱々しい状態であったのは、最近のことだけでしょうか？地質時代のごく初期には、地球の火山活動のエネルギーが現在よりもはるかに大きかったと考える根拠は十分にあります。隕石が実際に地球から来たという見解の困難さは十分に理解していますが、それらには何らかの起源があるはずであり、最も可能性の高い出所を示すのは理にかなっています。仮に火山活動が活発だった原始時代に、十分な速度で物体を飛ばす強力な噴出があったとしましょう。その物体は上昇し、地球の重力圏を離れ、太陽の重力に捉えられ、その後永遠に太陽の周りを公転することになるでしょう。空気の抵抗は確かに大きな障害となりますが、クレーターが海抜非常に高い場所にあればこの抵抗は大幅に軽減されます。また、より固形の物質と共に大量のガスや蒸気が放出されれば、空気の抵抗はさらに小さくなるでしょう。これらの物体の中には双曲線軌道を描いて公転し、二度と戻ってこないものもあるかもしれません。一方、別の物体は楕円軌道に乗せられるでしょう。これらの物体は太陽の周りを長い間公転しますが、各公転ごとに――ここが重要な点です――元々放出された地点を通過することになります。言い換えれば、地球から放出されたすべての物体は、各公転ごとに地球の軌道を横切るのです。この事実は、セレスと比較した場合に地球が有利であることを示す非常に強い証拠となります。5万個のセレスから放出された隕石のうち1個だけが地球の軌道を横切る可能性があるのに対し、地球から放出されたすべての隕石は必ずそうなるのです。

もしこの見解が正しいならば、太陽の周りを楕円軌道で宇宙を飛行している無数の隕石が存在しなければなりません。これらの軌道には共通点が1つあります。それは、すべてが地球の軌道と交差するということです。時には、隕石が通過する瞬間に地球がちょうどその位置にあることもあるでしょう。

このような場合、その小さな天体の長い旅は終わりを告げ、何世紀も前に離れた地球へと再び落下するのである。

隕石に関する月説（私たちには信頼しがたい）と、地球説（より信頼できそうに思える）との対比を強調しておくべきだ。月説では、先に見たように、月の火山のいくつかが依然として活動している必要がある。一方、地球説では、地球の火山がかつて十分な爆発力を持っていたと仮定すればよいだけだ。現在の地球の火山が将来の隕石を形成する破片を噴出していると考える人はいないが、この静かな時代に、地球が過去に噴出した破片をゆっくりと取り戻している可能性はある。したがって、チェルマクと同様に、多くの隕石が何らかの大きな天体上の火山活動によって生じたと仮定するならば、その天体がおそらく地球であると考える人々の意見に同意せざるを得ない。

多くの隕石が古代の地球起源であるという見解を裏付けるように思われるいくつかの事実に注目すると興味深い。これらの天体の最も特徴的な構成要素は、ほぼ普遍的に存在する鉄とニッケルの合金である。ロートン・シデライトのように、物体全体がほとんどこれだけで構成されていることもあれば、この合金が質量全体に散在する粒子として存在していることもある。ノルデンショルドがグリーンランドでニッケルを含む天然鉄の塊を発見した際、それはすぐに宇宙から来た物体と見なされた。それはオヴィファク隕石と呼ばれ、その鉄の大きな破片が私たちの博物館に持ち込まれた。例えば、国立コレクションにはオヴィファク物質の非常に興味深い標本がある。詳細な検査により、このいわゆる隕石が地球内部から噴出された玄武岩の層の中にあることがわかった。オヴィファク鉄が隕石起源であると信じる人々は、玄武岩が噴出された直後、まだ柔らかかった時期に、巨大な質量と体積を持つこの驚異的な鉄隕石が偶然にもその柔らかい層の中に落ちてきたと認めざるを得ない。しかし、この巨大な鉄の塊は全く宇宙から来た物体ではなく、単に地球内部から出てきたものだという見解が着実に支持されつつある。

玄武岩自体と共に地球の中にあるのだ。大英博物館に所蔵されている美しい標本は、鉄がどのようにして玄武岩の中に含まれるようになるかを示しており、そのことから鉄の起源は外部ではなく実際には地球の内部にある可能性が非常に高い。もし今後の研究でこれが確認されるならば、それは隕石の地球起源を証明する上で極めて重要な一歩となるだろう。もしオヴィファクの鉄が本当に玄武岩と関連しているのであれば、この鉄ニッケル合金が実際には地球の物質であり、地球の深部で火山活動と共に存在していたことの証拠となる。そうであれば、疑いの余地のない隕石に含まれる鉄の説明ももはや難しくない。巨大な火山が活動していた頃、これらの鉄合金が大量に噴出され、何世紀にもわたって太陽の周りを回った後、ついに再び地球に戻ってきたのだ。この見解を裏付けるかのように、アンドリュース教授はジャイアントズ・コーズウェイの玄武岩の中から天然の鉄粒子を発見した。また、かつてのプロボスト・ロイドの磁気に関する研究によって、そこに大量の鉄が玄武岩層と共に存在している可能性が証明された。

より固形の隕石の他にも、普通の流れ星の破片が天体の塵として静かに地球に降り注いでいることは間違いない。北極地域の雪には、鉄粒子を含む塵の痕跡がしばしば見つかる。同様の粒子は大聖堂の塔や、空気中からしか降り積もるはずのない多くの場所でも発見されている。太陽光の中の微粒子や、家事好きな人々が「ほこり」として嫌う多くの粒子も、実際には宇宙起源であることにほとんど疑いはない。有名なチャレンジャー号の航海では、大西洋の深海からは「金のくさびや巨大な錨、真珠の山」などは発見されなかったが、彼らが採取した泥の中には、空から落下して海底に沈んだと考えられる多数の磁性粒子が含まれていた。アフリカの砂漠の砂を顕微鏡で調べると、高温を経験した痕跡を持つ微細な鉄粒子の痕跡が見られる。

地球は絶えずこの宇宙塵を吸い寄せているが、今や地球は自らの質量の一片たりとも失うことはない。その結果は避けられず、地球の質量は増加しなければならない。その変化はごくわずかかもしれないが、「ミミズ」に関するダーウィンの論文を研究した人々や、現代の進化論に精通している人々にとっては、一方向に作用するわずかな要因によっても驚くべき結果がもたらされ得ることは明らかだろう。私たちの地球の固体物質のかなりの部分が、絶え間なく地表に降り注ぐ隕石物質から由来している可能性は非常に高い。

第十八章　星々の空

星座たち――大熊座と指し示す星々――北極星――カシオペヤ座――
アンドロメダ座、ペガスス座、ペルセウス座――プレアデス星団：オーリガ星、カペラ星、アルデバラン星――
おうし座、オリオン座、シリウス星；カストール星とポルックス星――しし座――おひつじ座、コロナ座、ヘラクレス座――
おとめ座とスピカ星――ベガ星とりょう座――白鳥座。

天文学を学ぶ者は、天にある主要な星座들について知識を深めるべきである。これは素晴らしい学びであり、この国のすべての子供たちの教育の一部となるべきものだ。私たちは、北半球で見える主要な星座들について簡単に説明することから、恒星系に関する議論を始める。また、初心者が星空の主な特徴を識別できるように、星々の概略図も併せて示す。

前の章では、天文学者たちが「大熊座」と呼ぶこの注目すべき星群について説明した。これは北の空で最も目立つ星群であり、高緯度地域では決して沈まない。4月の深夜11時には（イギリスの観測者にとって）、大熊座はちょうど頭上に位置する。9月の同じ時間には北の低空にあり、7月の同じ時間には西にあり、クリスマス頃には東にある。非常に古い時代から、この星群は人々の注目を集めてきた。2000年前に作成された膨大な星表には大熊座の星々も含まれており、それが今も私たちに伝わっている。この星表に記された星々の位置から、当時の大熊座の姿を再構築することが可能だ。実際にそうした研究が行われ、7つの主要な星々はこの長い時間の間に大きく変化していないようであり、そのため大熊座の形状は当時とほぼ変わらず保たれている。初心者はまずこの7つの星から知識を得る必要があり、そうすれば天文学のこの分野でのさらなる学習が大幅に容易になるだろう。大熊座は実に素晴らしい星座であり、唯一の競争相手はオリオン座だ。オリオン座にはより明るい星々が多いが、天空中で占める範囲はそれほど広くない。

図80—大熊座と北極星。

図81－大熊座とカシオペヤ座。
まず、北天において最も重要な天体である北極星を、どのようにして大熊座が容易に見つけられるようにしているかを見てみよう。北極星は、大熊座のβ星とα星という2つの星の方向によって非常に簡単に示される。これらの星は一般的に「指し示す星」として知られている。図80の図では、β星からα星へと続く線が少し曲がりながら延びており、それに従えば北極星に到達する。この星は周囲で唯一明るい星であるため、間違える可能性は全くない。一度見つければ、今後も容易に識別でき、また、その星が天空中で常に同じ位置を保っていることに気づくだろう。他の星々は昇ったり沈んだりするか、大熊座のように実際には沈まずに北の低い位置に下がっていくが、北極星には大きな変化は見られない。夏でも冬でも、夜でも昼でも、少なくとも通常の観測においては、北極星は常に同じ場所にある。もちろん、天文台の精密な器具を使えば、北極星の不動性という考えは捨て去られる。そうすると、北極星がゆっくりと動いており、24時間ごとに天の真の極の周りを小さな円を描いていることがわかる。

これは北極星とは一致しないが、それに非常に近い位置にある。現在の距離は1度強であり、徐々に縮まっていき、西暦2095年には半度未満になるだろう。

北極星自体も、「小熊座」として知られる、さらに小規模な星群に属している。この星群の中で北極星に次いで明るい2つの星は、「守護星」と呼ばれることがある。大熊座、小熊座、そして北極星は、北の空において、南の空に同様の位置にあるどの星座とも比べ物にならない星群を形成している。南極点には、その位置を示す目立った星がない——これは南半球の天文学者や航海士にとって不利な状況である。

これで、既に知っている2つの星座に加えて3番目の星座を見つけるのは簡単になる。北極星の反対側、大熊座とほぼ同じ距離に、W字型をした5つの明るい星からなる、非常に美しい星群がある。これらがカシオペヤ座の目立つ星々であり、この星座には肉眼で見える星が合計約60個ある。大熊座が北の低い位置にあるとき、カシオペヤ座は頭上高くにある。逆に大熊座が頭上高くにあるときは、カシオペヤ座は北の低い位置を探せばよい。主要な星々の配置は非常に際立っているため、一度見分けてしまえば今後の識別も非常に容易になる——特に北極星がカシオペヤ座と大熊座のちょうど中間に位置していることを考えればなおさらだ（図81）。これらの重要な星座が、他の星座を見分けるための手がかりとなる。したがって、ここでは学習者がイギリス列島や同様の高緯度地域から見えるその他の様々な星群をどのように区別できるかを示す。

次に識別すべき星座は、ペガスス座の大四辺形を含む、印象的な星群である。これは大熊座やカシオペヤ座のように「周極星」とは呼ばれない。ペガスス座の大四辺形は毎日沈んでいき、また昇ってくる。春や夏には都合よく見ることができないが、秋や冬には角を示す4つの星が

この正方形は容易に識別できる。この限られた領域の中にはいくつかの小さな星があり、この緯度帯では肉眼でもおよそ30個ほど数えることができるだろう。純粋で明るい空を持つヨーロッパ南部では、見える星の数が大幅に増えるようだ。アテネの鋭い観察者は同じ領域で102個もの星を数えている。

ペガスス座の大正方形は、北極星からカシオペヤ座の端を通る線を引くことで到達できる。その線をさらに同じ長さだけ延ばすと、図82――ペガスス座の大正方形――に示されている中心部へと目を導く。

ペガスス座内のβ星とα星を結ぶ線を南へ45°延ばすと、南魚座の口の部分にある重要な星フォルマルハウトが見える。この線の右側、ほぼ中央付近にはやや不明瞭な水瓶座があり、そこには中心に星がある小さな正三角形が認められる。

ペガスス座の正方形は、星座の境界を定義する方法を示すのに適した例とは言えない。この正方形を構成する4つの星ほど自然に結びついたグループはなく、彼らは間違いなく同じ星座に含まれるべきだ。α、β、γと記された3つの星は確かにペガスス座に属しているが、4番目の角にある星もαと記されているものの、それはアンドロメダ座と呼ばれる別の星座に位置している。

実際、それが最も明るい星です。アンドロメダ座にある他の明るい星々はβやγとして示されており、ペガスス座の四辺形の一方の辺を曲線状に延ばすことで容易に識別できます。このようにして、7つの星からなる特徴的な星群ができ上がり、これらは3つの異なる星座に属しているにもかかわらず、識別も覚えやすさも抜群です。それらはそれぞれペガスス座のα、β、γ、アンドロメダ座のα、β、γ、そしてペルセウス座のαです。これら3つの星は、四辺形の一方の辺から伸びるような形をしており、見た目にも印象的で、天体の識別にも役立ちます。アンドロメダ座βは、2つのより小さい星と共に、不幸なヒロインの帯を形成しています。

ペルセウス座αは、同じ星座内の他の2つの星（γとδ）の間に位置しています。これら3つの星を結んで大胆に線を引き延ばすと、北天の宝石の一つである美しい星カペラ、すなわち御者座の星に到達します（図83）。カペラの近くには、二等辺三角形を形成する3つの小さな星があり、これらがホエディまたは子供たちの星です。カペラとベガは、アルクトゥルスを除けば北天で最も明るい2つの星です。ベガの方がおそらくより明るいのですが、逆の意見もあります。明るさが近い星々の相対的な明るさについては、人によってしばしば異なる評価が出ます。ベガとカペラの間の距離が非常に遠いこと、さらにベガの方が明らかに白いという色の違いもあって、両星の満足のいく比較を行うのは非常に困難です。星の色の違いは、その相対的な明るさを比較しようとする際の不確実性の原因となることが多く、そのため実際に測定を行う際には、中間的な色合いの物体を使って交互に2つの星を比較する必要があります。

図83――ペルセウス座とその周辺の星々。

カペラの反対側、それほど遠くない場所に、四角形をなす4つの小さな星がある。これらは竜の頭部を形成しており、竜の体の残りの部分は極の周りをぐるりと巻いている。

ペルセウス座にあるγ、α、δという3つの星が描く曲線を延長し、図83に示されているように、この曲線を優雅に反対方向に曲げていくと、最初にεとζと記されたペルセウス座の他の2つの主要な星に到達する。ペルセウス座は天界で最も星が多い地域の一つであり、ここには天の川銀河の非常に素晴らしい部分があり、望遠鏡の視野には星々が溢れている。

数。たとえ小さな望遠鏡や双眼鏡をこの星々が密集する星座に向けてみるだけでも、観察者を喜ばせ、天の広大さについて深い印象を与えてくれる。次の段落では、ペルセウス座にある特筆すべき望遠鏡観測対象のいくつかを簡単に挙げてみよう。同じ図上でε線とζ線をたどっていくと、プレアデスとして知られる素晴らしい小さな星団に到達する。

図84――プレアデス。

プレアデスは非常によく知られ、容易に識別できる星団であるため、その発見のために特別な指示を与える必要はほとんどない。しかし、この緯度帯では夏の間は真夜中前には見ることができない点に注意すべきだ。夜の11時頃に探索を行うと仮定してみよう。1月1日にはプレアデスは南西の高い空に位置しているが、3月1日の同じ時間には西に沈んでいくのが見える。5月1日には見えず、7月1日も見えない。9月1日には東の低い位置に見える。11月1日には南東の高い空にある。そして翌年の1月1日には、プレアデスは前年の同じ日と同じ位置に戻り、年々同じように繰り返される。おそらく、

これらの変化が実際には星座の動きによるものではなく、もちろん太陽が星々の間を年間を通じて見かけ上移動することに起因しているのは、ここで説明するまでもない。

図85――オリオン座、シリウス、およびその周辺の星々。

図（図84）にはプレアデス星団が示されており、そこには10個の星からなる群れが描かれている。これは、非常に鋭い視力を持つ人なら肉眼で見ることができる星の数にほぼ相当する。最も低倍率の望遠鏡でも

星の数は30個から40個に増えるだろう（ガリレオは最初の望遠鏡で40個以上の星を観測した）。より高性能な望遠鏡を使えば、その数はさらに大幅に増加する。実際、高性能な望遠鏡を使えば625個もの星が数えられている。しかし、この星団はあまりにも広範囲に散らばっているため、広視野で低倍率の望遠鏡を使わない限り、効果的に観測することは難しい。双眼鏡で見ると、非常に美しい光景が広がる。

図86—カストルとポルックス
北極星からカペラへ向かう光線を、図85に示すように十分に長く延ばすと、冬の空に見える巨大な星座、壮麗なオリオン座に到達する。オリオン座の星々の明るさ、目立つ帯状の構造、そしてそこに含まれる望遠鏡で観測可能な天体たちが、この星団を特別なものにしており、おそらくすべての星座の中でも最も優れていると言えるだろう。オリオン座の主星はαオリオニスまたはベテルギウスとして知られており、ここでは後者の名前で呼ばれている。この星は、帯状の構造を形成するδ、ε、ζの3つの星の上方に位置している。ベテルギウスは1等星であり、帯の反対側にあるリゲルも同様に1等星である。このためオリオン座は、その星団内に2つの1等星を持つという特徴を持っている。一方、図85に示されている他の5つの星は2等星である。

オリオン座の近傍にはいくつか重要な星がある。帯状の構造を右上に延ばしていくと、再び1等星であるアルデバランに到達する。アルデバランはその赤みがかった色合いからベテルギウスによく似ている。アルデバランはこの星座で最も明るい星である。

おうし座。ここには先に述べたプレアデス星団のほか、アルデバランの近くで見つけることができる、より散らばった星群であるヒアデス星団も含まれている。

図87──大熊座と獅子座。
オリオン座のベルトの線が左下に続くと、天の宝石であり、宇宙で最も明るい星である見事なシリウスへと目を導く。実際、シリウスだけを扱うために特別な等級制度を設ける必要があった。ヴェガやカペラ、ベテルギウス、アルデバランといった他の1等星ははるかに暗い。シリウスと、それよりもはるかに暗い数個の星々が合わさって大犬座を形成している。

学習者にとっては、不規則な菱形をした大きな構造に注目すると役立つ。この菱形の4つの角はすべて1等星である。

アルデバラン、ベテルギウス、シリウス、リゲル（図85）。オリオンの帯はこの星群の中央に対称的に配置されており、全体の姿は非常に印象的で、一度見たら忘れることはないだろう。

ペガスス座の四辺形からアルデバランまでのほぼ中間点に、牡羊座の主星がある。これは2等星の明るい星で、他の2つの星と共に曲線を形成しており、その曲線の先端には同じ星座のγ星がある。γ星は史上初めて発見された連星である。

双子座の星々を示すには、再び大熊座を利用することができる（図86）。大熊座の体部を構成するδ星とβ星を結ぶ対角線を、尾の反対方向に延長すると、2等星でありながら非常に特徴的な2つの星、カストールとポルックスに到達する。この直線をもう少し先に延ばすと、1等星であり小犬座で唯一目立つ天体であるプロキオンの近くを通過する。

図88——おひつじ座と王冠座。

図89－おとめ座とその周辺の星座。
大熊座にあるα、βを示すマークは、しし座を示すのにも使える。これらを結ぶ線を、極を見つける際とは反対方向に延ばすと、しし座の本体に到達する。この星群は、1等星であるレグルスによって識別できる。レグルスを含む一連の星々は鎌のような形状をしており、この星群のうち3つは2等星である。この鎌状の星群は特に注目に値する。なぜなら、ここがしし座流星群が発生する放射点だからだ。レグルスは、太陽が星々の間を通過する軌道上に位置し、毎年8月21日に太陽がそこを通過する。

みずがめ座としし座の間には、目立たないくじら座が存在する。この星座で最も目を引く天体は、「プレセペ」または「蜂の巣」と呼ばれるぼんやりとした領域であり、最小の望遠鏡を使えばその構成する星々まで見分けることができる。

図90——こと座。
おおくま座の尾を、その持つ曲線を延長すると、1等星でありおおぐま座の主星でもあるアルクトゥルスへと続く（図88）。同じ星座内でβ、γ、δ、εと記されている他の数個の星も図に示されている。この緯度帯で見える星々の中では、明るさの点でアルクトゥルスはシリウスに次ぐ。南半球にあってこの緯度帯では見えないαケンタウリとカノープスという2つの星は、ベガやカペラとほぼ同じくらい明るいが、アルクトゥルスほどではない。

おおぐま座のすぐ近くには、「クラウン」または「コロナ・ボレアリス」と呼ばれる、目を引く半円形の星群がある。図に示されている位置から容易に見つけることができるし、またはおおぐま座内のβ、δ、ε、ζで示された曲線に沿って進むことでも識別できる。

図91――ヴェガ、白鳥座、鷲座。
みずがめ座は、1等星であるスピカ、すなわちαみずがめ座によって特徴づけられる。これもおおぐま座を頼りに見つけることができる。というのも、その星座内のα星とγ星を結ぶ線をわずかに曲げて延長すると、その線がスピカへと続くからだ。ここで、星の研究に非常に役立つ大規模な星群のもう一つについて触れておこう。そこには美しい正三角形があり、その二つの頂点をアルクトゥルスとスピカが形成しており、三番目の頂点はしし座の尾の近くにある明るい星デネボラが示している（図89）。

夏の夜、クラウンが頭上にある時、北極星からその薄暗い端を通り、ほぼ南の地平線まで延ばした線は、鮮やかな赤色の星コル・スコルピオニス、すなわち「さそり座の心臓」（アンタレス）に行き着く。この星は、昼間に望遠鏡で観測された最初の星であった。

ハープ座にある1等星のベガは、北極星とアークトゥルスが底辺を形成する大きな三角形の角に容易に見つけることができる（図90）。ベガの鮮やかな白色は目を引き、またハープ座を構成する近くにある小さな星々の集まりは、最もはっきりとした形をした星座の一つとなっている。

ベガの近くには、白鳥座として知られる別の重要な星座がある。最も明るい星は直角三角形の頂点として識別でき、その底辺はベガから北極星へ続く線となっている。図91に示されている通り、白鳥座には5つの主要な星があり、それらがかなり特徴的な形の星座を形成している。

ここで説明する最後の星座は鷲座であり、この星座にはアルタイルとして知られる1等星が含まれている。この星群は、ベガからβ白鳥座を経由し、鷲座の特徴的な形状を形成する3つの星が並ぶ線の近くを通る線によって容易に見つけることができる。

これらの星座の概略図において、他にも注目すべき望遠鏡観測対象の位置を示しておいた。それらについての詳細は、次の章で述べることにする。

第十九章　遠くの太陽たち
シリウスと太陽の比較――星の重さは測定できるが、正確な大きさまでは測れない――シリウスの伴星――シリウスとその伴星の重さの算出――暗い星々――変光星や一時的な星々――膨大な数の星々

シリウスの卓越した輝きのため、天文学の歴史が始まって以来、人々は細心の注意を払ってこれを観測してきた。世代を超えて、天文学者たちは天にある最も明るい星々の正確な位置を突き止めるために時間と労力を費やしてきた。こうしてシリウスが星々の中でどの位置にあるかに関する膨大な観測データが蓄積され、他の多くの星々と同様に、シリウスにも天文学者が「固有運動」と呼ぶ動きがあることがわかった。現在の他の星々との相対的位置と、100年前の位置を比べると、シリウスの位置には2分角（127´´）の差がある。これはごくわずかな量であり、肉眼では全く見分けることができないほどだ。もし今、100年前の空の姿を見ることができたとしても、私たちは依然としてオリオン座の左側にある、よく知られた場所にこの星があるのを見るだろう。肉眼で注意深く比較しても、2世紀、あるいは3世紀、4世紀という時間が経過してもシリウスが動いていることをほとんど検出できないだろう。しかし、子午線円の高精度さによって、これらの微小な量が明らかになり、真の意味を持つようになる。天文学者の目には、シリウスは何世紀経ってもほとんど見えないほどゆっくりと動くのではなく、その大きさにふさわしい速度で堂々と進んでいるのだ。

シリウスの速度は1分間に約1,000マイルだが、平均値よりも時には少し速く、時には少し遅くなる。天文学者にとって、この事実は重要な情報を含んでいる。もしシリウスが孤立した星で、比較的小さな惑星しか持っていなければ、その動きに不規則性は生じないはずだ。もしもそれがある速度で動き始めたのであれば……

1,000マイル/分という速度を保っているのであれば、その速度は維持されなければならない。何世紀もの時間が経過しようと、旅の距離がどれほど長くても、それを変えることはできない。シリウスの軌道は方向において不変であり、一定の速度で進み続けるのだ。

シリウスが一定の速度で動いていないという事実は非常に興味深く、1844年にベッセルがその不規則性を発見した際、彼の注意を引いた。図92――シリウスの軌道（バーナム教授）。ベッセルが考えたように、これらの乱れには何らかの適切な原因があるはずだったので、その原因が何であるか疑う余地はほとんどなかった。運動が乱れるときには力が作用しているはずであり、このような場合に私たちが知っている唯一の力といえば重力である。しかし重力は一方の天体から別の天体へしか作用しない。したがって、重力によってシリウスの軌道が乱れていると考えるならば、シリウスの近くに何らかの巨大で質量の大きな天体が存在すると仮定せざるを得ない。この問題はペータースによって再び取り上げられた。

シリウスの不規則性から、その障害となる天体の軌道の性質を明らかにすることができたオーウェルスたちは、その天体が約50年の周期でシリウスの周りを公転しているに違いないことを示すことができた。シリウスからの距離は特定できなかったものの、その天体が存在する方向は指摘することができた。図92は、イェルクス天文台のバーナム氏によって示されたシリウスの軌道である。

シリウスの伴星の発見およびそれに関する測定結果により、この有名な恒星の質量を算出することが可能になった。この点について説明してみよう。もちろん、ここで用いる数値的な推定値はある程度慎重に受け止める必要がある。シリウスの伴星は観測が困難な天体であり、1896年以前にはわずか90度分しか追跡されていなかった。したがって、伴星が一周する周期について絶対的な精度を持って語る段階にはまだ至っていない。しかし、この周期を52年と見なすことができる。また、シリウスからその伴星までの距離もわかっており、それは地球から太陽までの距離の約21倍と考えられる。まず最初に、伴星がシリウスの周りを公転する周期と、天王星が太陽の周りを公転する周期を比較してみると有益である。地球からの距離を1とすると、天王星の軌道半径は約19であり、完全な1周に84年かかる。太陽系内には21倍の距離にある惑星は存在しないが、ケプラーの第三法則から、もしそのような惑星が存在した場合、その周期は約99年になるはずだ。これで、シリウスの質量と太陽の質量を比較するための必要な情報が揃った。ある一定の距離を保ちながらシリウスの周りを公転する天体は52年で1周する。同じ距離を保ちながら太陽の周りを公転する場合、その天体は99年で1周しなければならない。天体の速度が速ければ速いほど遠心力は大きくなり、中心天体の引力も強くなる。力学の原理から、引力は周期の二乗に反比例することが示される。したがって、引力は…

シリウスの重力は、太陽の引力と、99の二乗が52の二乗に対して持つ比率と同じ比率でなければならない。どちらの場合も距離は等しいと仮定されるため、引力は質量に比例する。したがって、シリウスとその伴星の質量の合計と、太陽とその惑星の質量の合計との比率は、3.5対1であると結論づけられる。私たちはすでにシリウスが太陽よりもはるかに明るいことを知っていたが、今回はそれだけでなく、質量もはるかに大きいことがわかった。

シリウスについての考察を終える前に、考慮すべき非常に興味深い点がもう一つある。シリウスとその伴星の明るさには著しい違いがある。シリウスは1等星の中でも他のどの星よりもはるかに明るいのに対し、その伴星は極めて暗い。たとえシリウスの眩しい近くから完全に離れたとしても、その伴星は8等か9等の小さな星に過ぎず、肉眼では見えないレベルにある。数値で表せば、シリウスはその伴星の5,000倍も明るいが、質量はほんの2倍程度しかないのだ！これは非常に大きな対照であり、シリウスの伴星と私たちの太陽を比較すれば、この点はさらに明確になる。その伴星は太陽よりもわずかに質量が大きいが、質量がやや劣っているにもかかわらず、太陽の方が光を放つ力としてははるかに強力だ。シリウスの伴星100個分の光量でも、太陽の光量には及ばないのだ！これは非常に重要な結果である。これにより、明るさで注目を集める宇宙の巨大な天体の他に、質量は膨大だが明るさはほとんどない天体も存在することがわかる——おそらくその中には全く光を放たないものもあるだろう。これは宇宙の壮大な規模についての認識を大きく深めるものであり、また、私たちが見ている宇宙は、夜の暗闇の中で見えないはるかに広大な部分に比べればごく一部に過ぎないという考えにもつながる。物質的な宇宙の広大な範囲の中には、十分に加熱されて光を放ち、それによって見えるようになる星やガスの塊が所々に存在しているのだ。

地球ですが、これらの明るい点を観測しても、宇宙に残っている物質についてはほとんど何もわかりません。

変光星の中で最も有名なのはアルゴルと呼ばれる星で、その位置は図83に示されています。この星は私たちの住む緯度では毎晩見ることができ、望遠鏡を使わなくてもその興味深い変化を観察できるので、観測には非常に都合が良いです。天文学の偉大な真理を知りたいと思う人なら誰でも、この星を識別できるべきであり、またその変化の時期に合わせて観察を行ったことがあるべきです。アルゴルは通常2等星ですが、2日から3日の間、より正確に言えば2日20時間48分55秒の周期で、その明るさが極めて顕著な変動を繰り返します。この変動は、星の明るさが徐々に低下し始めることから始まり、4時間半のうちに2等星から4等星まで暗くなります。この最も暗い状態は約20分間続き、その後再び明るくなり始め、3時間半で再び2等星の明るさに戻ります。そしてそこで約2日12時間ほど維持された後、再び同じ変動サイクルが始まります。アルゴルが変動を繰り返すのに必要な周期自体も、ゆっくりとしかし確実に変化しているようです。次の章では、アルゴルの変動が、星の光の一部を遮る暗い伴星が時折現れることに起因することがどのように証明されたかを見ていきます。こうしてすべての状況が説明でき、アルゴルとその暗い伴星の質量や大きささえも算出できるのです。

しかし、他にも変光星の種類があり、その光の変動は暗い天体による一時的な遮蔽によるものとは考えにくいものがあります。特に、普段は暗いが時折短時間だけ明るくなり、その後再び元の状態に戻ってしまう変光星がこれに該当します。このような変動の周期は通常6ヶ月から2年です。この種の星の中で最もよく知られている例は、300年以上前に発見されました。それは赤道の少し南に位置するケツス座にあります。

その天体は、後ほど触れるいわゆる一時的な変光星を除けば、知られている最も初期の変光星であった。ケツス座のこの変光星は「ミラ」と名付けられた。「ミラ・ケツィ」の明るさの変動周期は約11ヶ月で、その大部分の期間、この星の等級は9等級であり、したがって肉眼では見ることができない。定められた時が来ると、その明るさは急激に増し始め、やがて2等か3等級という目立つ明るさになる。この状態は8日から10日間続き、その後は上昇時よりもゆっくりと暗くなり、上昇が始まってから約300日後には元の暗さに戻る。

一般の観測者にとって、通常の変光星よりもさらに印象的なのが、稀に突然空に現れる一時的な変光星である。この種の天体の中で最も有名なのは、1572年11月初旬に現れたもので、初めて見られた時は金星が最も明るく輝く時と同じくらい明るかった。実際、視力の良い人なら昼間でも見ることができた。歴史が示す限り、これほど明るい一時的な変光星は他に存在しなかった。この天体は特に第谷ブラーエの名前と結びつけられている。彼は発見者ではなかったものの、この天体に関する最も正確な観測を行い、それが普通の恒星と同等の距離にあることを証明したのである。第谷は、1574年3月末頃にこの天体が視界から消えるまでの徐々な暗くなり方を詳細に記述している。もし当時望遠鏡が発明されていなければ、さらに長期間にわたってこの天体を追跡することができただろう。暗くなる過程で、この天体の色は徐々に変化していった。最初は白色で、次第に黄色になり、1573年の春にはアルデバランのような赤みがかった色になった。1573年5月頃には、「鉛のように、あるいは土星のようになった」と少し謎めかされた表現で記されており、見えている間はその状態が続いた。もし現代にこんなに素晴らしい星が現れたなら、私たちの現代の分光器やその他の装置がどれほど多くの情報を提供してくれるだろう！

しかし、私たちの時代には、第谷ブラーエや彼の仲間たちが見たような素晴らしい一時的な変光星を目にする機会はなかった。

私たちの時代においても、このような小規模な爆発を数回目撃する機会に恵まれました。もし過去のことについてもより注意深く観測していれば、かつての一時的な恒星に関する記録がもっと多く残っていたはずです。現在では毎晩多くの望遠鏡が空を見上げているにもかかわらず、この種の現代の恒星のうちいくつかがほとんど見逃されてしまった事実を考えると、少なくとも私たちはそう感じます。

1866年、北極冠座に2等級の恒星が突然現れました。それは5月12日に初めて観測され、その数日後には次第に暗くなり始めました。数年前にアルゲランダーによって北天の地図が出版されており、新しく現れた恒星の位置が正確に特定されると、それが地図上で9.5等級として記されていた、目立たない恒星と同一であることがわかりました。その恒星は今日でも同じ場所に存在し、1866年の急激な明るさの増加以前と同じ等級を保っています。これが分光法によって観測された最初の新星です。そのスペクトルの特徴については第XXIII章で簡単に説明します。

次に挙げるこの種の一時的な明るい恒星である「天鵞座新星」は、1876年11月24日にアテネでユリウス・シュミットによって初めて発見されました。その時の明るさは3等級から4等級の間でした。彼は、4日前に同じ星座を観測した際にはそれほど目立たなかったと主張しています。何らかの不注意により、この発見のニュースが適切に伝えられず、その恒星は約10日間ほど他の場所では観測されませんでした。その間にすでにかなり暗くなっていました。明るさの減少は非常にゆっくりと進み、1877年10月には10等級にまでなり、さらに暗くなって15等級に達しました。言い換えれば、それはごく微弱な望遠鏡用の恒星となり、今でも同じ場所に存在しています。この恒星は1等級や2等級には達しなかったため、もしシュミットがその夜にたまたま天鵞座を観測していなければ、おそらく完全に見逃されていたでしょう。

天文学者たちが写真機を利用するようになってからは、新星を見逃す可能性はほとんどない。これは1892年、オーリガ座に最後の目立つ一時的な新星が現れた際に明らかになった。1月24日、エディンバラの天文学者アンダーソン博士はオーリガ座に5等級の黄色がかった星を発見し、1週間後、星図と実際の天体を比較してそれが本当に新星であることを確認すると、その発見を公表した。この新星の場合、最初に輝き始めた瞬間をかなり正確に特定することができる。マサチューセッツ州ケンブリッジにあるハーバード大学天文台で定期的に行われていた天体の写真観測により、新星が現れた領域は1891年10月21日から12月1日までの13夜間、および1892年12月10日から1月20日までの12夜間に撮影されていた。最初の一連の写真には新星の痕跡はなかったが、2回目の一連の写真の最初の枚には5等級の星として写っていた。幸いなことに、非常に優れた天体写真家であるハイデルベルクのマックス・ヴォルフ教授が12月8日に同じ領域を撮影しており、その写真には星は写っていなかった。したがって、その夜には9等級もの明るさだったはずがない。つまり、オーリガ座新星は12月8日から10日の間に突然現れたのである。ハーバード大学の写真によると、最初の明るさのピークは12月20日頃にあり、その時の等級は4.5等だった。明るさの減少は非常に不規則で、2月1日以降の5週間にわたって星の明るさは4等から6等の間を変動したが、1892年3月初旬以降は急速に暗くなり、4月末には大型のリック屈折望遠鏡を使っても極めて暗い星（16等級）としてしか見えなかった。翌年8月に再びこの強力な望遠鏡を新星に向けてみると、その明るさはほぼ10等級まで回復していたが、その後再び徐々に極めて暗くなり、今もその状態が続いている。

一時的な星や変光星は、天の広大な空に点在する無数の星の中ではごくわずかな部分に過ぎない。

太陽もまた星に過ぎず、星々もまた太陽に劣らない――これが天文学の根本的な教義である。この真理の壮大さは、無数の星々を数えようと試みたときに初めて実感される。これは、私たちの計算では到底解決不可能な問題だ。したがって、無数のものを表現しようとして詩人の助けを借り、アリンガム氏の次の一節でこの章を締めくくろう。

「しかし、塩の波が陸地に触れるあらゆる場所の砂粒を数えよ。
海の一滴一滴を数えよ。
すべての木の葉を数えよ。
地上の生き物、走るもの、飛ぶもの、泳ぐもの、這うものすべてを数えよ。
砂、水滴、葉、そして生命――その数を合計すると、それは莫大な量となる。
そして、その中の一つ一つのもののために、燃え盛る太陽が果てしない空に旋回し、それぞれに巨大な惑星を伴い、あらゆる視界や思考を超えて広がるのだ。なぜなら、私たちが見るすべてのものは無限に囲まれた島に過ぎないからだ。」

第XX章　二重星
興味深い恒星天体――光学上の二重星――ハーシェルによる二重星の偉大な発見――二重星は楕円軌道を描く――なぜこれが重要なのか？――万有引力の法則――特殊な二重星――カストール、ミザール――色を持つ二重星――βシグニウス

望遠鏡を用いて観測できる天体の中で、二重星ほど興味深いものはほとんどない。その数は数千にも上り、実際、この分野を専門とする天文学のカタログには何千もの二重星が記載されている。これらの天体の多くは小さく、それほど興味深くないものもあるが、一方でシリウスのように天空中で最も目立つ恒星も存在し、私たちはすでにその恒星系について説明した。ここでは、特に注目に値するいくつかの二重星を取り上げて詳しく説明する。特に、小型望遠鏡でも容易に観測できるものに焦点を当て、前章の星座図において、これらの天体が天空中でどこに位置しているかを確認する方法も示した。

1678年、カッシーニによって、肉眼では単一の光点として見える特定の恒星が、実際には2つ以上の恒星から成り立っており、それらが非常に近接しているために分離するには望遠鏡が必要であることが明らかにされた。[36] 新たな発見により、このような天体の数は徐々に増えていき、1781年（ハーシェルが天王星を発見した同年）、天文学者ボーデによって80個の二重星が記載されたリストが発表された。これらの興味深い天体は、ハーシェルが行った記念すべき研究の対象となった。既知の二重星の数は急速に増加し、ハーシェルの発見は数百個にも上る。彼はまた、距離の測定も体系的に行い始めた。

星々がどの程度離れているか、そしてそれらを結ぶ線が指し示す方向。まさにこれらの測定値が、ハーシェルの発見の中でも最も重要で有益なものへとつながったのである。年月を経て彼の観測が繰り返されるうちに、ハーシェルは場合によっては星々の相対的な位置が変化していることに気づいた。そうして彼は、多くの二重星においてその構成要素同士が互いの周りを回転しているという事実を発見するに至った。この結果の重要性を忘れてはならない。星々もまた太陽であり、その明るさはおそらく我々の太陽に匹敵するのだ。したがってここには、互いに回転する一対の太陽という驚くべき光景が存在するのである。動きが観測されるという事実自体に特に驚くべき点はない。というのも、宇宙にあるあらゆる天体が動いている可能性が極めて高いからだ。特に興味深く、有益なのはその動きの性質なのである。

二重星を形成する二つの星が近接しているのは単なる偶然に過ぎないと考えられていた。天界にある無数の星々の中で、一方の星が（地球から見て）もう一方の星の非常に近くに位置していることがしばしばあり、望遠鏡で両方を観察すると二重星のように見えるのだと思われていた。確かに、いわゆる二重星の多くはこのような仕組みで生じているのだろう。しかしハーシェルの発見により、この説明が常に当てはまるわけではなく、多くの場合実際には二つの星が互いに近接しており、共通の重心の周りを回転しているのだということが明らかになった。

長年にわたって二重星の距離や位置に関する測定データが蓄積されると、数学者たちが自らの手法を用いてそれらを解析するようになった。二重星の観測には一つ特異な点がある。それは、軌道を計算するために必要とされる精度を持たない、あるいは持ち得ないということだ。二重星を形成する二つの星の間隔が4秒角である場合、私たちが調べなければならない軌道の大きさは、1マイル離れた場所での1ペニー硬貨の見かけ上の大きさに過ぎない。優れた望遠鏡を使っても、1マイル先にあるペニー硬貨の形をはっきりと識別するには非常に精密な測定が必要だ。もしペニー硬貨がわずかに傾いていれば、円形ではなく楕円形に見えるだろう。

この楕円を測定することによって、ペニーがどれだけ傾いていたかを判断することが可能である。これには熟練した技術が必要であり、単独で見れば誤差はそれほど大きくないかもしれないが、考慮される量全体の規模から見ると、かなり大きなものとなる。したがって、この種の観測における観測誤差は、数学者が観測者の作業を検討する際に一般的に想定される場合よりもはるかに顕著である。

ハーシェルの発見の解釈は彼自身によってなされたわけではない。彼の二重星に関する観測に数学的な光が当てられたのはサヴァリによってであり、その後他の数学者たちによっても同様であった。彼らの綿密な調査によって測定誤差が明らかになり、観測結果からより大きな不正確さが取り除かれた。そうして数学者たちは、修正されたデータに自分たちが熟知している研究手法を適用することができ、二重星の軌道の実際の形状や、その軌道が含まれる平面の位置をかなり正確に導き出すことができた。その結果は実に注目に値する。各恒星の運動は、二つの恒星の重心を焦点とする楕円軌道上で行われていることが証明されたのである。これは多くの二重星において実際に真であることが示されており、すべての二重星においても真であると考えられている。しかし、なぜこれが重要なのか？楕円軌道での運動は十分に一般的なものではないのか？地球も太陽の周りを楕円軌道で公転しているのではないか？また、惑星たちも楕円軌道で公転しているのではないか？

太陽系の惑星において楕円軌道の運動がこれほど一般的であるという事実こそが、二重星におけるその発見を非常に重要なものにしているのである。太陽系における楕円軌道の運動は何に起因するのか？それはニュートンによって発見された引力の法則によるのではないだろうか。その法則とは、あらゆる質量が他のあらゆる質量を、距離の二乗に反比例する力で引き合うというものである。その引力の法則は太陽系全体に存在しており、私たちの太陽系の天体の運動を驚くほど正確に説明していた。しかし、太陽と惑星、その衛星、彗星、そして多数の小さな天体から成る太陽系は、宇宙においては単なる小さな島の集まりに過ぎなかったのである。

ごく小さな宇宙の島であり、そこでは重力の法則が絶対的な支配力を持っている。ハーシェルの発見がなければ、その法則が単に私たちの太陽系特有の状況に合わせて作られた局所的な法則に過ぎないのかどうか、私たちには決して分からなかっただろう。この発見によって、他のどの手段からも得ることのできなかった知識がもたらされたのだ。二重星から、広大な宇宙空間を越えてささやき声が届いた。そのささやき声は、重力の法則が太陽系に特有のものではないことを教えてくれた。また、その法則が、私たちのいるこの「島」が位置する遠く離れた宇宙の果てまで及んでいることも示してくれた。これにより、重力の法則が可視宇宙全体の至る所で守られていると信じる根拠が与えられたのである。

最も優れた二重星の一つに、みずがめ座にある二つの主星のうち明るい方であるカストールがある。カストールの天球上での位置は418ページの図86に示されている。肉眼で見るとカストールは一つの星のように見えるが、適度に性能の良い望遠鏡を使えば、一つの星のように見えるものが実際には二つの別々の星であり、そのうちの一方は3等星、もう一方はそれより少し暗い星であることが分かる。これら二つの星の天球上での角距離は、半マイル離れた場所から見た長さ1インチの線が作る角度ほど大きくはない。カストールは、各構成星が公転運動をしていることが観測されている二重星の一つである。しかし、その運動は極めて遅く、一度の公転を完了するのに何世紀もかかる。

おおぐま座にも美しい二重星が容易に見つけられる（410ページの図80参照）。それはミザールと呼ばれ、尾を形成する三つの星の中央にある星（ζ）である。ミザールのすぐ近くにはアルコールという小さな星があり、これも肉眼で容易に見ることができる。しかし、ミザールを二重星として語る場合、アルコールがその二重星の構成星の一つだという意味ではない。望遠鏡の拡大機能を使うと、アルコールがミザールからかなり離れた場所にあることが分かり、一方ミザール自体は互いに近接した二つの星に分かれて見える。これらの構成星はそれぞれ2等星と4等星であり、見かけ上の距離がカストールの場合の約3倍もあるため、

小型の望遠鏡でも容易に観測できる。実際、初心者が観測を始めるには天界で最も優れた二重星だ。しかし、回転運動の存在がまだ確認されていないため、ミザールが二重星であると断言することはできない。アルコールも同じグループに属しているのか、単に視線上に近く位置しているだけの恒星なのかについても言及できない。最近の分光観測により、ミザールの方が大きい方の成分自体が二重星であり、そこには互いに非常に近接した2つの恒星が存在し、世界で最も強力な望遠鏡を使ってもそれらを別々に観測することは全く不可能であることが明らかになった。

魅力的な二重星の一種には、普通の恒星の色とは著しく異なる色相という特異な現象が見られるものがある。普通の恒星の場合、ほとんどのケースで特徴的な色合いは見られないが、赤みを帯びたもの、明らかに赤褐色のもの、または極めて赤いものもある。青みがかった色や緑がかった色の恒星ははるかに珍しく、[37]このような性質を持つ恒星が現れる場合、ほとんど例外なく二重星を形成する一対のうちの一方として現れる。二重星のもう一方の恒星は時に同じ色合いを持つが、より一般的には黄色や赤褐色をしている。

これらの中でも最も美しい天体の一つで、比較的手頃な性能の望遠鏡で観測可能なのが、白鳥座にあるβ Cygniとして知られる天体である（図91）。この見事な天体は2つの恒星から構成されている。方が大きく、3等級程度の明るさで、金色がかった黄色、すなわちトパーズ色をしている。方が小さく、6等級の明るさで、淡い青色をしている。これらの色はほぼ補色関係にあるが、単なる対比効果に過ぎないわけではないことは疑いようがない。これら2つの恒星が私たちが述べた色合いを帯びていることは、順番に視野内に設置した遮蔽物の後ろにそれぞれの恒星を隠すことによって証明できる。また、分光観測によっても非常に明確に確認されており、青い方の恒星では赤い光が特別に吸収されているのに対し、もう一方の恒星のより赤みがかった光はその吸収によって生じていることがわかる。

青い光線のことです。この天体の色のコントラストは、接眼レンズを焦点外にしてみると、非常にはっきりと見ることができます。このようにして得られる円盤状の像は、望遠鏡が単に2つの恒星点としてしか表示しない場合よりも、色のコントラストをより良く示します。

これらが二重星や多重星の例です。その数は年々増え続けており、実際、かつてリック天文台に勤務し、現在はイェルクス天文台の観測員であるバーナム氏は、自身の研究によって既知の二重星のリストに1,000個以上もの新しい二重星を加えました。

望遠鏡で見ると星は小さく見えますが、実際にはそれらは非常に大きくて輝かしい太陽であり、多くの場合私たちの太陽に匹敵するか、あるいはそれを上回るほどです。これらの太陽に惑星が存在するかどうかはわかりません。惑星から反射される光では、私たちと星とを隔てる広大な宇宙空間を貫通するには全く不十分です。もしこのような天体の周りに惑星があるとすれば、1つの太陽の代わりに、2つ、あるいはそれ以上の太陽によって照らされることになります。そうなれば、どれほど素晴らしい明暗の効果が生じることでしょう！時には2つの太陽が一緒に地平線の上にあり、時には1つだけ、また時には両方とも見えないこともあります。特に注目すべきは、太陽が色付きのタイプである惑星の状態でしょう。今日は赤い太陽が空を照らし、明日には青い太陽になり、その次の日には赤い太陽と青い太陽の両方が同時に空に現れるかもしれません。このような想像は、どれほど無限に多様な光景を思い起こさせることでしょう！しかし、このような惑星が存在しうる条件が、私たちが知っている生命に少しでも似た生命の存在と両立可能かどうかについては、重大な力学的な理由から疑問が持たれています。2つの太陽の影響を受けて惑星が動くという問題は、数学者たちに提示された中で最も難しい問題の一つであり、現在の分析技術では、それが含むすべての問題を正確に解決することは不可能です。惑星の軌道が乱れる可能性も決して低くはないように思えます。

地球のように単一の太陽の厳しい支配下で公転する惑星が経験するものをはるかに上回る、光や温度の変化にさらされるというのは、実に素晴らしいことだろう。

第XXI章　星々の距離
宇宙における測定手段――ベッセルの努力――年周視差の意味――
視差楕円の微細な構造の説明――61 Cygniの例――使用された比較星――星の自己運動――ストルーヴェの研究――
これらを調和させることは可能か？――ダンシンクでの観測――得られた結論――このような観測が持つ精度の検討――61 Cygniの自己運動――恒星天球の不変性――天鹅座の新星――その歴史――顕著な視差のないこと――激しい光の爆発――太陽系の宇宙空間における移動――ハーシェルの発見――天琴座への旅――可能性。

私たちは長い間、太陽系の大きさをある程度の精度で知ってきました。私たちの知識には、惑星や彗星が太陽からどれだけ離れているか、そしてそれらの動きも含まれます。また、太陽系に属する多くの天体の直径や質量についてもかなりの知識があります。実際、太陽の保護のもとに集まっているこれらの天体群に関する多くの詳細を私たちは長い間知ってきました。本章で考察すべき問題は、太陽系を測定するのに必要なものよりもさらに壮大な規模のものです。私たちは、太陽の周りに密接に結びついている天体群と、宇宙空間に散在する他の星々とを隔てる広大な虚空を越えて測定を行おうとしています。何世紀にもわたり、星の距離という大きな問題は、天体を研究する人々の関心を引いてきました。このテーマに関して行われてきた様々な研究の概要さえここで述べるのは不可能です。私たちが行える限られた範囲の検討では、まずこの問題に向けられた注目すべき理論的な試みを概観し、次にこの問題を正確な天文学の領域に導いた研究について触れることにします。

ハーシェルの研究が終了してから何年も経つまで、恒星の絶対距離という問題を解決しようとする試みは成功しなかった。新しい装置を備えた新世代の天文学者たちが長年にわたり熱心にこの問題に取り組んだが、長い間は希望が見えなかった。恒星までの距離はあまりにも遠く、機械的技術の極めて高度な発展や複雑な数学的計算手法が導入されるまで、その距離を測定することは不可能だった。ついにこの問題が解決し始めたことが分かった。数個の恒星がその距離の秘密を明らかにしてくれたのである。「恒星はどれほど遠いのか？」という問いに対して、私たちはある程度の答えを出すことができる。もっとも、現時点での私たちの答えは依然として不確かで不完全なものであることは認めざるを得ない。しかし、これまでに得られたわずかな知識でさえも興味深く、重要である。同様のケースでよくあるように、恒星の距離の発見はほぼ同時期に二人または三人の天文学者によって独立して行われた。この天文学上記念すべき章において、ベッセルの名前は特に際立っている。ベッセルは1840年に、61 Cygniとして知られる恒星の距離が測定可能な値であることを証明した。彼の論証は反論の余地のないほど論理的であり、誰もがそれを受け入れざるを得なかった。ベッセルの業績とほぼ同時期に、ストルーヴェによるベガの距離の測定や、ヘンダーソンによる南天の恒星α Centauriの距離の算出も行われた。これらの発見により天文学界では大きな関心が呼び起こされ、王立天文学会はベッセルに金メダルを授与した。メダル授与式でスピーチを行う役目は、当然ながらジョン・ハーシェル卿に託された。そのスピーチは、これら三人の天文学者の功績への最も雄弁な賛辞となった。ジョン・ハーシェル卿が述べた数行を引用せずにはいられない。

「王立天文学会の皆様、私たちが生きている間に、これまで星々の世界への探求の道を阻んできた巨大で乗り越えがたい障壁――長い間無駄にもがいてきたその障壁――が、ほぼ同時に三つの異なる場所で乗り越えられたことを、私自身も含めて皆様と共に祝福します。これは実用天文学がこれまで目撃した中で最も偉大で輝かしい勝利です。おそらく私はこれほど強く語るべきではないかもしれません。もしかすると、これがすべて単なる可能性に過ぎないかもしれないという点については、何らかの保留を持つべきかもしれません。」

幻想に過ぎず、これまで何度もそうであったように、今後の研究でもこの素晴らしい結果を裏付けることができないかもしれない。しかし、このような興奮した状況下では、そのような慎重さを持つことは私にはできない。むしろ、今この時の喜ばしい前兆を受け入れ、障壁がすでに崩れ始めているのだから、間もなくそれが完全に打ち倒されるだろうと信じよう。

さらに進む前に、星までの距離をどのように測定するかを簡単に説明しておくと都合が良いだろう。この問題は、これまでこのページで論じてきた太陽までの距離の問題とは全く性質の異なるものである。恒星の視差を決定するための観測は、地球が太陽の周りを回っているというよく知られた事実に基づいている。ここでは、地球が円形の軌道を描いて回っていると仮定してみよう。その軌道の中心は太陽の中心にあり、半径は92,900,000マイルである。地球上にいる私たちは、絶えず変化する視点から星々を観察している。夏には、地球は冬の位置から185,800,000マイルも離れている。したがって、空の背景に投影された星々の見かけ上の位置も、それに応じて変化しなければならない。ここで言うのは、星々の実際の位置が本当に移動しているという意味ではない。変化は見かけ上のものであり、その移動を引き起こしている私たち自身の運動に気づかないまま、その変化を星々のせいだと考えてしまうのである。

図93の図には、1月、4月、7月、10月といった特定の月がその周囲に記された楕円がある。この楕円は、地球が太陽の周りを回る軌道の縮図と見なすことができる。1月には地球はその記された位置にあり、4月には全体の距離の4分の1だけ進んでいる。そしてこのようにして円を一周し、1年のうちに元の位置に戻る。1月の地球の位置から見ると、星Aは空の1と記された点の向こう側に投影されて見える。3ヶ月後、観測者は望遠鏡を使って4月の位置に移動するが、今度は星が2と記された位置に投影されて見える。このように、地球が1年周期で軌道を一周するにつれて、観測者が移動するのと同様に、星も空の背景上で楕円を描くように動いて見える。天文学者の専門用語では、これを視差楕円と呼び、この楕円の長軸を測定することによって……

恒星が太陽からどれだけ離れているかを求めるために用いられるのが楕円です。この長軸の半分、あるいは言い換えれば、恒星から見た地球の公転軌道の半径がなす角度を、その恒星の「年周視差」と呼びます。

図には、先ほど考えた恒星よりも地球や太陽系からさらに遠くにある別の恒星bが示されています。この恒星もまた楕円形の軌道を描きます。しかし、bに対応する視差楕円がaのそれよりもはるかに小さいことに気づかないわけにはいきません。楕円の大きさの違いは、恒星が地球からどれだけ離れているかに起因します。恒星が地球に近いほど楕円は大きくなり、天界で最も近い恒星は最も大きな楕円を描き、最も遠い恒星は最も小さな楕円を描きます。したがって、恒星の距離は楕円の大きさと反比例の関係にあることがわかります。そして、楕円の長軸の角度を測定すれば、非常に単純な数学的計算によって、その恒星の距離を地球の公転軌道の半径の倍数として表すことができます。その半径を92,900,000マイルと仮定すれば、恒星の距離は簡単な算術計算によって求められます。この過程での困難点は、これらの楕円があまりにも小さいため、私たちのマイクロメーターではしばしば検出できないという点にあります。

最も近い恒星でさえ、その視差楕円がいかに極めて微小であるかを適切に表現するにはどうすればよいのでしょうか。天文学者の専門用語を使えば、その楕円の長軸が成す角度は1.5秒角を超えることは決してない、と言えます。もう少し分かりやすく言えば、最も大きな視差楕円の長軸の1000倍でも満月の直径には及ばない、ということです。さらに単純な例を考えてみましょう。2マイル離れた場所にペニー硬貨を置いたとします。端から見れば直線に見え、少し傾ければ楕円に見えますが、その距離でもその楕円は空にあるどの恒星の最大の視差楕円よりも大きくなります。観測者を中心に半径2マイルの球面を考えてみましょう。もしこの球面上、各恒星の前方にペニー硬貨を置けば、すべての視差楕円は完全に隠されてしまうでしょう。

天鵞座にある61 Cygniという恒星も、その大きさや明るさにおいて特筆すべき点はありません。肉眼ではかろうじて見える程度で、それよりも大きくて明るい恒星が何千も存在します。しかし、これは二重星と呼ばれる特別な天体の非常に興味深い例です。二重星とは、互いに近接して存在し、明らかに相互の引力によって結びついている、ほぼ同じ大きさの2つの恒星から成り立っています。また、この恒星は大きな自己運動を持つことでも天文学者たちの注目を集めています。その自己運動により、2つの成分は毎年5秒角の速さで一緒に空を移動していきます。この程度の自己運動は極めて珍しいものですが、それでも唯一無二とは言えません。なぜなら、さらに速い自己運動を持つ恒星もいくつか存在するからです。しかし、61 Cygniのこの特異な二重星としての性質と大きな自己運動が相まって、少なくとも北半球では他に類を見ない特別な天体となっているのです。

ベッセルが、自分の名前が永遠に結びつくような偉大な研究に取り組むことを決意したとき、彼は1つの恒星を継続的に観測し、その視差楕円を正確に測定するために1年、あるいは2年、3年を費やすことにしました。では、彼はどのようにして観測対象を選んだのでしょうか。

そこにはこれほど多くの労力が費やされる必要があったのか？彼の努力に見合うだけの視差を示すほど十分に近い恒星を選ぶことが極めて重要だった。しかし、彼が手がかりとして持てたのは推測や類推に過ぎなかった。61 Cygniの特異な性質が必要な根拠を与えてくれると気づき、彼はこの恒星に対して観測を行うことに決めた。彼は3年間のほとんどをこの研究に費やし、地球からの距離を突き止めることに成功した。

ジョン・ハーシェル卿が発表して以来、61 Cygniは天文学者たちから絶え間ない注目を集めてきた。実際、ベッセルの当初の発見を確認したり批判したりする目的で、次世代ごとにこの恒星の距離について新たな議論がなされてきたと言える。ここに示されている図（図94）は、61 Cygniの最近の歴史を示すためのものである。

ベッセルが研究を行っていた当時、二重星を構成する2つの恒星は図上で1838年と示されている位置にあった。次の時期は15年後で、オットー・ストルーヴェが研究を始めた頃であり、その時には2つの恒星は1853年と示されている位置へと移動していた。最後に、ダンシンク天文台で同じ天体が再び観測された際には、2つの恒星はさらに進み、1878年と示されている位置に達していた。このように、40年の間にこの二重星は天球上で3分以上に及ぶ弧を移動したのである。実際の軌道は単純な直線運動よりもはるかに複雑である。二重星を構成する2つの恒星は互いの引力によって一定の相対速度を持っている。しかし、1年間で生じるこのような位置変化は視差楕円に何ら支障をもたらすほど微小なので、考慮する必要はない。

しかし、61 Cygniの場合は例外である。これは私たちの天界における最も近い隣人の一つだ。その距離を正確に数十億マイルまで求めることは決してできないが、それでも私たちはある程度の…

不確実性として、200億という数値は全体に占める割合があまりにも大きすぎる。我々は今後、ストルーヴェの見解が正しいと考えていることを示すが、それだけではベッセルが間違っていたとは必ずしも言えない。図94――61 Cygniおよび比較用恒星。この一見すると矛盾しているように見える現象は容易に説明できる。もしストルーヴェがベッセルと同じ比較用恒星を使っていたなら、説明は容易ではなかっただろう。しかしストルーヴェの比較用恒星はベッセルのものとは異なっており、これが不一致の原因である可能性が高い。この手法の本質は、遠方の恒星によって形成される小さな楕円と、近方の恒星によって形成される大きな楕円とを比較することにある。もし二つの恒星が同じ距離にあれば、この手法は全く適用不可能となる。その場合、恒星が地球にどれだけ近くても視差は検出できない。この手法が完全に成功するためには、比較用恒星は主星から少なくとも8倍離れている必要がある。この点を踏まえれば、ベッセルの測定値とストルーヴェの測定値を調和させることは十分可能である。ベッセルの比較用恒星が61 Cygniから約3倍離れていると仮定し、一方ストルーヴェの比較用恒星は少なくとも8倍から10倍離れているとすればよいのだ。また、ベッセルが使用した比較用恒星の方がストルーヴェのものより明るいため、実際には後者が3つの恒星の中で最も遠いと推測される。

ここに、この視差測定法の特徴的な点がある。たとえ視差系列に関するすべての観測や処理が数学的に正しく行われていたとしても、最終的な結果を単一の恒星の視差として厳密に記述することはできない。それは、その恒星の視差と比較用恒星の視差との差に過ぎないのだ。したがって、求められる視差が算出された値より小さくはならないとしか言えない。この観点から見ると、ストルーヴェとベッセルの間の相違は消え去る。ベッセルは、61 Cygniまでの距離は600億マイルを超えないと主張した。ストルーヴェはこれに反論せず、むしろ距離が400億マイルを超えないことを示すことでそれを確認した。

ストルーヴェが観測を行ってからほぼ半世紀が経過した。これらの観測結果は確かに疑問視されてきたが、全体的には他の研究によって裏付けられている。この問題に関する批判的な検討の中で、アウワースはストルーヴェの算出値がかなり信頼に値すると示した。しかし、この権威ある結論にもかかわらず、61 Cygniに関する研究は繰り返し再開されてきた。アイルランドの王立天文学者であったブリューノー博士は、61 Cygniの視差に関する一連の観測を開始し、その後継者である筆者がそれを引き続き行い完成させた。ブリューノーは、以前の観測者たちが使用したものとは異なる第4の比較用恒星を選んだ。両者ともファイラー式ミクロメーターを使用していたものの、ブリューノーが用いた観測方法はストルーヴェのものとは全く異なっていた。ブリューノーは、61 Cygniと比較用恒星の赤緯の差を測定することによって視差楕円を決定しようとした。[38] 1年間の観測を通じて、赤緯の差が周期的に変化することがわかり、その変化から視差楕円を計算することができる。最初の一連の観測では、61 Cygniの前の恒星と比較用恒星の赤緯の差を測定した。2番目の一連の観測では、61 Cygniの別の恒星と同じ比較用恒星を用いた。こうして、2年間の研究によって得られた2つの完全に独立した視差の算出値が得られたのである。そのうちの最初のものは…

距離は400億マイルであり、もう一つの値もほぼ同じである。この研究がベッセルの値を修正しようとするストルーヴェの試みを裏付けていることに疑いの余地はない。したがって、この問題に関する我々の現在の知見を要約すれば、61 Cygniまでの距離は、ベッセルが算出した600億マイルよりも、ストルーヴェが算出した400億マイルにずっと近いと言えるだろう。[39]

このような研究で得られる証拠の質について、読者が自分で判断できるようにすることが望ましい。ここに示されている図95のダイアグラムは、その目的のために作成されたものである。これは、私がダンシンクで行った赤緯差の観測結果を示すものであり、各点は1晩分の観測結果を表している。点の高さは、61 Cygni（B）と比較星との間の観測された赤緯差を示している。水平線上の距離、つまり数学者が言うところの横座標は、日付を表している。これらの観測結果は、ある曲線の周辺にほぼ規則的にまとまっている。その曲線は、もし観測が完全であったならば得られるはずの値を示しているのである。点と曲線との間の距離は、観測を行う際に生じた誤差と見なすことができる。

多くの場合、これらの誤差が非常に大きなものになっているように思えるかもしれない。しかし、このダイアグラムを示したのもまさにこれらの誤差を明らかにするためであり、その強みと同様に弱みも示さなければならないのである。とはいえ、観測の誤差は一見するほど大きなものではない。これを理解するには、このダイアグラムの目盛りをよく知られた基準と比較して解釈すればよい。曲線の最上部から水平線までの距離は、わずか0.4秒角に過ぎない。これは10マイル離れた場所でのペニー硬貨の見かけの直径程度である！これにより、生じた誤差の実際の大きさを評価することができる。各点が曲線から曲線の高さの半分以上離れているものは一つもないことがわかる。したがって、

一連の観測全体における最大の誤差は、わずか0.2秒から0.3秒程度に過ぎない。これは、望遠鏡をペニー硬貨の下端ではなく、その上端に向けていたのと同じことだ。これは大した間違いではない。もし照準の誤差がこれの100倍以上あるライフルチームであっても、ビスリーでのあらゆる賞を簡単に勝ち取ることができるだろう。

61 Cygniの歴史については、かなり詳しく触れてきた。なぜなら、これは距離が最もよく研究されてきた恒星だからである。61 Cygniがすべての恒星の中で最も近いとは言わない。実際、天の無数の恒星の中で特定の恒星が最も近いと断言するのは非常に軽率なことだ。確かに、61 Cygniよりも近いように思える恒星が一つある。それは南天の星座の一つに位置し、その名前はα Centauriである。この恒星は、この分野の歴史において特に注目に値する存在だ。その視差は最初にケープ・オブ・グッド・ホープでヘンダーソンによって測定され、その後の研究によって彼の観測結果が裏付けられた。またギル博士の詳細な調査により、この恒星の視差は約0.75秒であり、61 Cygniの距離の3分の2に過ぎないことが明らかになった。

61 Cygniが私たちの注目を引いたのは、まず第一に、年間5秒という大きな固有運動量を持っていたという点です。また、年間視差も約0.5秒であることがわかっています。これら二つの事実を組み合わせると、非常に興味深い結果が得られます。それによれば、61 Cygniは毎年、地球の軌道半径の10倍以上の距離を移動しているに違いありません。これを通常の数値に換算すると、この星は毎年9億2千万マイルも移動していることになります。つまり、1日あたり200万〜300万マイル移動しているわけですが、これを実現するには秒速30マイルという驚異的な速度を維持しなければなりません。この結論から逃れる道はないようです。私たちが述べた、そして今では十分に確立されている事実들は、61 Cygniの速度が秒速30マイル未満であるという仮定とは矛盾しています。速度はそれ以上である可能性もありますが、以下ではあり得ません。

過去150年間にわたり、61 Cygniが同じ方向、同じ速度で移動してきたことは知られています。望遠鏡が登場する以前には、私たちを導く観測データは何もありませんでした。したがって、この星のより古い歴史については絶対的に確信することはできません。しかし、61 Cygniが遥か昔から現在と同程度の速度で移動してきたと考えるのが合理的です。もし何の妨げになる要因もなければ、この点について疑問の余地は全くないでしょう。しかし、何らかの妨げになる要因が存在しなければなりません。問題は、その妨げになる要因が私たちの仮定を深刻に変えるほどのものかどうかということです。強力な妨げになる要因があれば、星の速度を大きく変えたり、直線的な軌道から逸脱させたり、さらには閉じた軌道を描かせることさえあり得ます。しかし、私たちはこの程度の大きさの妨げになる要因を考慮する必要はないと考えています。そして、61 Cygniが現在、ほぼ直線的な軌道を、ほぼ一定の速度で移動していることについては、合理的な疑問の余地はありません。

61 Cygniが太陽から400億マイル離れており、その速度が秒速30マイルであることから、この星がどれくらいの時間をかけて移動するかを計算するのは容易です。

太陽からの距離に相当する距離を移動するのに必要な時間は、約4万年です。過去40万年間で、61 Cygniは、移動方向に関係なく、現在の太陽からの距離の10倍もの距離を移動しているはずです。したがって、40万年前のこの星は、現在よりもおよそ10倍も地球から遠かったと考えられます。この時代はあらゆる歴史的記録よりもはるかに遠いものですが、人類の歴史と比べればそれほど無視できない期間かもしれません。一方、広大な地質学的時間の流れと比べれば、そのような期間は些細で取るに足らないものに思えます。地質学者たちは既に数千年という単位を否定しており、現在では地質学的現象が起こるのに数百万年、あるいは数千万年という時間が必要だと主張しています。もし地球が地質学者たちが主張するように数百万年も存在してきたのであれば、同じような時間の流れの中で天界で何が起こったのかを推測するのも理にかなっています。星々の距離に関する知識と、秒速30マイルという仮定された速度を利用すれば、遥かな過去を覗き込み、私たちの宇宙がどれほど大きな変化を遂げてきたかを明らかにすることができます。

100万年後には、61 Cygniは現在の太陽からの距離の25倍もの距離を移動しているはずです。61 Cygniがどの方向に移動していようと——地球に向かっていようと、地球から離れていこうと、右に進もうと左に進もうと——100万年前には現在よりもおよそ25倍も遠かったはずです。しかし、現在の距離でも61 Cygniは小さな星に過ぎません。もし10倍も遠ければ高性能な望遠鏡でなければ見ることはできず、25倍も遠ければ最も高性能な望遠鏡を使ってもほとんど点としてしか見えないでしょう。

61 Cygniに関して得られた結論は、他の星々にも程度の差こそあれ適用可能です。これにより、天に散らばる多くの星々が実際にはゆっくりと動いているように見えるという結論に至ります。しかし、この動きは一見ゆっくりに見えても、実際には非常に速いのかもしれません。海岸に立って遠くの地平線上の蒸気船を見ていると、その船が動いていることにほとんど気づきません。確かに、数分後に再び見ればその動きを検出することはできますが……

その位置は変わらないように見えるが、蒸気船の動きは遅いように思える。しかし、もし私たちがその蒸気船の近くにいれば、時速何マイルもの速さで進んでいることがわかるだろう。幻想を生み出すのは距離なのである。星々も同様で、非常に遠くにあるためゆっくりと動いているように見えるが、もし私たちがそれらの近くにいれば、ほとんどの場合、その動きはこれまで海を航行してきた最も速い蒸気船の速度の千倍もあることがわかるだろう。

このように、恒星天球の不変性や星座の相対的な位置の固定性は、実際には一時的なものに過ぎないようだ。地質学の研究が明らかにするような極めて長い時間のスケールを考えると、星座の永続性は消え去ってしまうのである！そうした途方もない時代が経つにつれて、星々や星座は徐々に見えなくなり、それに代わるものもまた同じくらい永続的ではない。

視差の測定が失敗に終わることも珍しくない。観測が終了し、データが整理・検討されても、視差の値は得られないのである。星までの距離があまりにも遠いため、長さが約2億マイルもある私たちの基線でさえも、星までの距離と比べるには短すぎるのだ。しかし、こうした失敗からもしばしば情報を得ることができる。

これを、私自身がダンシンクで経験したことを例に説明しよう。すでに述べたように、1876年11月24日、アテネ出身の著名な天文学者シュミット博士が白鳥座に新たな3等級の明るい星を発見した。11月20日時点では、白鳥座新星は見えなかった。それが最初に現れたのが21日か22日か23日かは誰にもわからないが、24日に発見された。その時点ですでに明るさは衰えているように見えたので、おそらく11月20日から24日の間のどこかで最も明るかったのだろう。したがって、その出現は比較的突然のものだったはずであり、このような現象を説明する最も単純な原因は巨大な衝突以外に思えない。明るさの減少は増加に比べてはるかに遅く、星が再び目立たなくなるまで2週間以上かかった——一方、明るくなるのには2、3日（またはそれ以下）、そして再び暗くなるのには2、3週間かかったのである。

秋のために。しかし、これほど巨大な火災を鎮めるには2、3週間という時間では短すぎる。突然発生した原因を説明するのは比較的容易だが、わずか数週間でどうやってそれが鎮圧され得たのかを理解するのは同じくらい容易ではない。我々の鋳造所で作られる大きな鉄製品が冷えるのに必要な時間は、新しい天鵞座の星々の炎を鎮めるのに十分な時間とほぼ同じだ！

この点から、新しい天鵞座の星々が実際にはそれほど広範囲に及ぶ火災ではなかったのではないかと考えるのも無理はないように思えた。しかし、もしそうだとすると、その星は非常に明るく見え、多くの注目を集めたことから、地球に比較的近かったに違いない。したがって、視差の研究対象として妥当な候補と思われ、数年前にダンシンクで一連の観測が行われた。当時私は他の仕事に忙しく、結局は虚構に終わるかもしれない研究に多くの労力を費やす余裕はなかった。私は単に、大きな視差が存在するかどうかを確かめるために十分な数のマイクロメーター測定を行っただけだ。地球の年間運動により、各恒星が微小な視差楕円を描くように見え、この楕円を測定することで恒星の視差、ひいては距離を決定できることは既に指摘されている。通常、恒星の視差を調べる際には、少なくとも1年間にわたって様々な時期に恒星がその楕円上のどの位置にあるかを測定する必要がある。我々が採用した方法はそれよりもはるかに手間が少なかった。それは新しい天鵞座の星々に大きな視差があるかどうかを確かめるのには十分な精度を持っていたが、小さな視差を検出するほど精密ではなかったかもしれない。簡単に計算できる特定の日付において、その星は視差楕円の一方の端にあり、6ヶ月後にはもう一方の端にいる。観測のための適切な時期を選ぶことで、視差によって最も大きく位置が変化するその2つの位置で恒星を測定することができる。私はこのような観測によって新しい天鵞座の星々の視差を検出しようとしたのだ。もし視差が存在するならば、その距離が現れるはずの2つの季節に、マイクロメーターを使って隣接する恒星からの距離を慎重に測定した。

最も大きな差異が見られたが、これらの距離間に確かな違いは検出されなかった。したがって、これらの観測では視差楕円の存在を明らかにすることはできず、言い換えれば、新星シギの距離はこの種の観測では測定不可能ほど遠かったのである。

もし新星シギが最も近い恒星の一つだったなら、これらの観測は失敗に終わらなかっただろうことは確かである。したがって、新星シギは太陽系から少なくとも20,000,000,000,000マイルも離れていると考えるのが妥当であり、その壮絶な光輝がごく小規模なものだったという見解は捨て去られるべきだろう。新星シギが最も明るくなった時でさえ、その固有の明るさは太陽自身の輝きに比べて大幅に劣っていたとは考えにくい。もし太陽が新星シギまでの距離まで私たちから遠ざかったなら、太陽も変光星以下の明るさにまで衰えてしまうはずだ。このような驚異的な天体の輝きがなぜこれほど急速に衰えたのかは、説明しにくい謎であり続ける。この恒星の光輝が増したのは1876年11月20日から24日の間だと述べたではないか。正確に言えば、その光輝の増加の知らせが前述の時期に私たちの太陽系に届いたのであり、実際の光輝の増加はそれより少なくとも3年前に起こっていたはずだ。実際、この恒星が天文学界で大騒動を引き起こしていた時点ですでに、再び目立たない状態に戻っていたのである。

本章のテーマに関連して、ウィリアム・ハーシェル卿が提起した重大な問題を考えなければならない。彼は恒星が自行運動をしていることを見出し、また太陽も天の無数の恒星の一つであることを知り、したがって太陽も他の恒星と同様に運動しているのかどうかという驚くべき問題を提起したのである。この重大な問題が含意するすべてを考えてみよう。太陽の周りには惑星やその衛星、彗星、そして多数のより小さな天体が存在している。問題は、この壮大な系全体が中央で静止している太陽の周りを回転しているのか、それとも太陽、惑星、そしてその他すべてが宇宙空間を移動しているのかということである。

ハーシェルは、この重要な問題を最初に解決した人物です。彼は、私たちの太陽や、それを取り巻く天体群が宇宙空間を移動していることを発見しました。彼はこれだけでなく、その系がどの方向に移動しているか、またその移動速度がおおよそどれくらいかも明らかにしました。現在、太陽とその系は、おうし座の近くにある天球上の一点に向かって急速に進んでいることがわかっています。その移動速度は、その系の大きさに応じています。これまでに発射された最も速い銃弾の速度をも上回り、太陽は地球や他のすべての惑星を引き連れて前進し続けています。私たち地球人もその移動に参加しているのです。30分ごとに、もしこの移動がなければ到達すべきではない距離よりも、およそ1万マイルもおうし座に近づいているのです。この驚異的な速度でおうし座に向かって進んでいるため、一見するとすぐにそこに到着できるように思えます。しかし、その周辺の恒星間の距離も他の場所の恒星間の距離と変わらないようであり、太陽とその系が現在の速度で進み続ければ、現在の位置からおうし座の境界までの距離を越えるのに100万年以上かかることは確実です。ただし、私たちの太陽系が実際にどの程度の速度で移動しているかについての推定は極めて不確かであることは認めざるを得ませんが、それはハーシェルが初めて示した方向に私たちが移動しているという事実には全く影響しません（第23章参照）。

次に、ハーシェルがこの偉大な発見を成し遂げるために用いた推理方法について説明します。太陽の動きを検出するのに太陽自体を観測するのではなかったと聞くと奇妙に思えるかもしれません。世界中のどんな望遠鏡を使っても、太陽自体の観測だけではその動きを知ることはできません。その理由は単純で、観測を行う場所である地球自身がその動きに参加しているからです。船の客室にいる人は、通常、海の波の動きから船が動いていることに気づきます。しかし、海が完全に静かな場合、客室のテーブルや椅子も船と同じ速度で動いているにもかかわらず、私たちも船と一緒に動いているため、それらが動いているのを見ることはありません。もし私たちが…

キャビンの外に出ることも、窓から外を見ることもできなかったため、船が動いているのか静止しているのか全くわからなかった。また、船がどちらの方向に進んでいるのか、その速度がどれほどかも判断することはできなかった。

太陽と、それを取り巻く惑星や衛星たちは、船に例えることができる。惑星たちは太陽の周りを回っているが、それはまるで乗客たちがキャビンの中を動き回っているのと同じだ。しかし、乗客たちが船内の物体を見ても船がどちらに向かっているのかわからないように、私たちも太陽や他の惑星、あるいは太陽系の構成要素を見ても、私たちの太陽系全体が動いているかどうかは決してわからない。

完全に穏やかな海面での完全に均一な運動という状態は、私たちが知っている水域ではあまり見られないが、太陽とその系の動きは何の妨げも受けず、絶対的な均一性をもって進行している。私たちはその動きを感じることはない。そして、すべての惑星が私たちと共に動いているため、全体の系が共通の運動によって動いているという情報を得ることはできない。

しかし、乗客たちは甲板に出て周囲の海を見れば、すぐに船の動きを把握することができる。彼らの航海がほぼ終わり、遠くに陸地が見え、夕方が近づくにつれて船が入港する港が見えてくるとしよう。多くの場合のように、その港には狭い入口があり、両側に灯台が設置されているとする。港がまだ地平線近く、かなり遠くにある間は、二つの光は近くにあるように見える。夜が更けて完全に暗くなると、見えるのはこの二つの光だけになる。船が目的地までまだ数マイル離れている間は、二つの光は近くにあるように見えるが、距離が縮まるにつれて二つの光は離れていくように見える。徐々に船は近づいていき、光も依然として離れていく。最終的に船が港に入ると、最初のように二つの光が正面にあるのではなく、一方の光を通り過ぎていくのである。

右手側にあるのと同様に、もう一方は左手側にも存在する。したがって、太陽系の運動を明らかにするためには、乗客のように、私たちの太陽系とは無関係な天体を観察し、それらの見かけ上の動きから自分たちの運動を知る必要がある。しかし、宇宙には私たちの太陽系と無関係な天体が存在するのだろうか？もしすべての星が地球のように、単に太陽の付属物に過ぎないのであれば、私たちは自分たちが静止しているのか、それとも運動しているのかを決して知ることはできないだろう。私たちの太陽系は絶対的な静止状態にあるかもしれないし、想像を絶するほどの高速で進んでいるかもしれない。しかし星々は太陽の系に属しているわけではなく、むしろそれ自体が恒星であり、地球が従わざるを得ないように、太陽の影響を受けない。したがって、星々は私たちの太陽系が宇宙空間を移動しているかどうかを確認するための外部の目印として機能するのである。

星々を目印にして、もし本当に私たちの太陽系が運動しているのであれば、何が起こると予想されるだろうか？船が港に近づくとき、灯りが徐々に左右に広がっていくのを思い出してほしい。しかし天文学者にも、この巨大な宇宙船である太陽系の航行を観測するための灯りがあり、これらの灯りが太陽系が進んでいる方向を示してくれる。もし太陽系が運動しているのであれば、私たちの運動の方向に向かって、星々が徐々にその点から離れていくのが見られるはずだ。実際、まさにそういうことが起こっている。星座内の星々は、オリオン座付近の中心点から徐々に離れていっており、それゆえに太陽系の運動はオリオン座の方向に向かっていると結論づけられる。

この問題を議論する上で一つ大きな困難がある。星々自体が実際に運動していることを私たちは観測したことがないだろうか？太陽自身を含むすべての星には、それぞれ独自の運動があるのは確かのようだ。私たちが見る星々の動きは、部分的には見かけ上のものであり、部分的には実際のものである。それらは一部は各星の実際の運動によって生じ、また一部は私たちも共に運動している太陽の運動によって生じ、それが星の見かけ上の動きを引き起こすのである。これらをどう区別すればよいのか？私たちの望遠鏡や観測装置では決してそれを行うことはできない。

この分解を直接行うために、ハーシェルは特定の幾何学的手法に頼った。当時彼が持っていた資料はごくわずかだったが、それでも十分であり、彼は太陽系の運動に関する自らの発見を大胆に宣言した。

これほど驚くべき発表には、最も精巧な天文学的手段がもたらしうる最厳しい検証が必要だった。天文学者たちは自然を解明しようとする際に、ある強力で微妙な手法を用いる。ビショップ・バトラーは「確率こそが人生の指針である」と述べている。恒星の自己運動は、実在する運動と見かけ上の運動という二つの部分に分解されなければならない。複数の恒星を扱う場合、各恒星の運動をそのように分解する方法は無限に考えられる。これら考え得る各分解法には、それぞれ有利な確率の要素が存在する。その確率の大きさを算出するのが数学者の仕事である。したがって、状況は次のようになる——様々な仮説の中には真実なものが一つあるはずだ。真実なものを正確に特定することはできないが、最も高い確率を持つ仮説を選び出すことができ、これによって先に言及したバトラーの教えに従うことができる。数学者はこの手法を「最小二乗法」と呼んでその手順を記述するだろう。100年前のハーシェルの発見以来、多くの天文学者が数百個の恒星の観測データを用いて同じ問題に取り組んできた。数学者たちは確率論が提供しうるあらゆる精緻化を試みたが、それは結局、ハーシェルの天才的な閃きの一つと思われるその素晴らしい理論の真実性を確認するためだけだった。

第XXII章　星団と星雲
興味深い恒星天体――均等に散らばっていない恒星――星団――その種類――ペルセウス座の星団――ヘラクレス座の球状星団――天の川――微小な恒星からなる星団――マゼラン雲――雲とは異なる星雲――既知の星雲の数――オリオン座――大星雲の位置――素晴らしい恒星θオリオニス――ロス卿の望遠鏡による大星雲の写真――この素晴らしい天体の写真――アンドロメダ座の大星雲――ライラ座の環状星雲――渦巻き環に似ている――惑星状星雲――いくつかの特徴的な星雲の図――星雲の性質――星雲のスペクトル――その分布；天の川。

私たちはすでに、土星が天界で最も見事な望遠鏡観測対象の一つであると述べました。太陽や月の明らかな優位性を別にすれば、おそらくこの緯度から見える他の二つの天体があり、その望遠鏡画像の壮麗さや興味深さにおいて土星に匹敵します。そのうちの一つがヘラクレス座の星団で、もう一つがオリオン座の大星雲です。これらの天体を、本章で「星団」と「星雲」という項目の下で論じる二つの主要な天体カテゴリーの典型例として取り上げます。

空に無数に点在する恒星たちは、均等に散らばっているわけではありません。比較的恒星が少ない地域もあれば、逆に多数の恒星が存在する地域もあります。時にはプレアデスのような小さな星群が見られ、また時には天の川のように恒星で覆われた広大な領域が存在します。このような天体を星団と呼びます。星団には様々な種類があり、時には恒星の輝きが際立っていたり、時にはその数が非常に多かったり、また時には恒星が特異な形で集まっていたりします。時には星団が鮮やかな色をした恒星で飾られていたり、時には光る点々があまりにも近接していて、それぞれの光線が……

それを分離することはできない。時には星々があまりにも小さかったり遠かったりして、その星団を星雲と区別するのがやっとなることもある。

個々の星の数の多さや明るさの点で特に注目に値する星団としては、ペルセウス座の剣柄部分にある星団が挙げられる。この天体の位置は415ページの図83に示されている。肉眼ではぼんやりとした点が見えるが、望遠鏡を使うと、そこには短い距離を隔てて二つの星団が存在している。それぞれの星団には無数の星々が密集しており、望遠鏡の視野全体を埋め尽くしている。これらの星々の一つ一つが、おそらく我々の太陽に匹敵するほどの輝きを持つ明るい恒星であることを考えれば、この天体の壮麗さが理解できるだろう。しかし、南十字星の近くには、もちろん北緯地域からは見ることのできない場所があり、そこでは天の川の一部がペルセウス座の星団よりもさらに豊かな様相を呈している。

最も印象的なタイプの星団はヘラクレス座に見られる。ここでは、おおよそ球形をした一群の小さな星々が存在している。図96はロス卿の巨大な望遠鏡で観測されたこの天体を示しており、そこには三本の放射状の筋が見え、その部分には他の場所よりも星々の数が少ないように思われる。この星団には1,000から2,000個の星々が含まれており、それらがすべて天球上の極めて狭い範囲に集中していると推定されている。非常に小さな望遠鏡で観察すると、この天体は星雲のように見える。ヘラクレス座にあるこの星団の位置は、以前に示された図（420ページの図88）に記載されている。我々はすでに、この素晴らしい星々の集まりを、天界で特に興味深い三つの天体の一つとして紹介したことがある。

図版D
メシエIIの近くにある天の川
1892年6月29日、E.E.バーナードによって撮影された。

天の川は、多かれ少なかれ規則的な形で空全体を取り巻く帯状の構造をしており、望遠鏡で観察すると無数の微小な星々から成っていることがわかる。場所によっては他の場所よりも星の数がはるかに多い。これらの星々はすべて、それらを取り巻く太陽よりも比類なく遠方にあるため、私たちの太陽、そして当然ながら太陽を取り巻く恒星系も実際には天の川の内部にあることが明らかだ。ここでこの考えをさらに追求してみるのも魅力的に思える。

また、銀河全体が結局のところ、私たちが見る他の星団들と大きさがほぼ同じな単なる星団に過ぎない可能性があること、そして宇宙の遠方から見れば、銀河もまた、太陽を含む無数の星団の一つに過ぎず、区別することはできない存在に思えるだろうということも示唆されている。

南半球には、肉眼でもはっきりと見ることができる2つの巨大な天体があり、それらは銀河の一部のように見える。これらは、私たちの住む緯度では観測することができず、「マゼラン雲」または「2つの雲」として知られている。強力な望遠鏡を使って観測すると、その構造は非常に複雑であることがわかる。これらの特異な天体について特別な研究を行ったジョン・ハーシェル卿は、次のように記述している。「どちらの雲も、口径18インチの反射望遠鏡では区別できないほど暗い状態から、銀河のように完全に分離した星々まで、あらゆる段階の濃密さを持つ広大な領域や斑点から構成されている。」

そして、十分に隔離され凝縮された集団は不規則なものとして分類され、場合によってはかなり豊かな構造を持つ集団となる。しかし、これらの他にも多数の星雲や、あらゆる凝縮状態にある球状星団が存在するのだ。大まかに円形、あるいは楕円形をしていると言えるこれら二つの星雲が、単に同一直線上の様々な距離に位置する多くの全く異なる天体によって偶然形成されたものではなく、実際には構成が大きく異なる二つの巨大な天体群であり、ここでは互いの近くに集まっているのだということは疑う余地がない。通常、天の川銀河内ではこれらは互いに近接して存在することはなく、肉眼で見ればマゼラン雲と結びつけてしまうだろう。

高性能な望遠鏡を空に向けると、時折星雲と呼ばれる特異な天体に出会う。それらは空の黒い背景に浮かぶ暗い雲状の斑点、あるいは光の染みのようなものだ。ほとんどすべてが肉眼では見えない。これらの天体は、一般的な意味での雲と決して混同してはならない。後者は大気中に浮かんでいるだけだが、星雲は宇宙の深みに存在している。雲は太陽の光を反射して輝くが、星雲は外部からの光を借りずに自ら光を放つ。雲は時間ごとに変化するが、星雲は年単位でも変わらない。雲は地球よりはるかに小さいが、私たちが知っている最も小さな星雲でさえ太陽よりもはるかに大きい。雲は地球から数マイル以内にあるが、星雲はほとんど想像を絶するほど遠くにある。

ハーシェルと彼の妹がスラウに定住した直後、彼は系統的に北天を観測し始めた。このような観測を行うには、空に雲がないことが不可欠であり、月明かりでさえも、より暗くて興味深い天体を見えなくしてしまうほどだ。この作業は、星々が鮮やかに輝き、淡い天の川が空に広がる長く静かな冬の夜に行われるのだった。望遠鏡を空に向けて…

天球において、太陽や星々が昇ったり沈んだりするという通常の日周運動によって、星々は壮大なパノラマのように視野を横切っていく。星々はゆっくりと視野に入り、ゆっくりとその中を移動し、再びゆっくりと視野から去っていき、その代わりに別の星々が現れる。このようにして、観測者は単に望遠鏡の接眼レンズの前に座っているだけで、次々と現れる天域を見ることができ、その内容を調べることができるのだ。したがって、望遠鏡を動かさなくても広範囲の天域を観察することができ、望遠鏡をわずかに上下に動かすことでその範囲を適宜拡大することも可能だ。別の夜には望遠鏡を別の位置に向けて別の天域を観察し、時間が経つにつれて天球全体を丁寧に調べることができるのである。

ハーシェルは接眼レンズの前に立ち、天体たちの壮麗な行列を眺めている。その近くでは、彼の妹カロラインが机に向かって座り、ペンを手に、兄の口から語られる観測結果を書き留めている。彼女の前には時間を記録するためのクロノメーターと、望遠鏡の高度を示す装置があり、それによって兄が指示する天体の正確な位置を記録することができる。これが、この兄妹が一生をかけて取り組むべき目標として用意した素晴らしい計画だったのである。ハーシェルが成し遂げることになった発見の数は、数十や数百ではなく、数千にも上る。これらの発見の記録は『王立協会哲学紀要』に収められており、そこには最も貴重な内容が含まれている。ウィリアム卿の唯一の息子であるジョン・ハーシェル卿が、父の業績を引き継ぎ、北天の観測を繰り返し南半球まで拡大する役割を担った。彼はその目的のために喜望峰へ旅立ち、この偉大な仕事を完成させるのに必要な年月をそこで過ごしたのである。

図97――オリオン座、大星雲の位置を示す。

このようにして始まり、他の観測者たちによって続けられてきた多大な努力の結果、現在では約8,000個もの星雲が知られている。望遠鏡の性能が向上するにつれて、新たな星雲が次々とこのリストに加わっている。これらの星雲は、海辺でランダムに選ばれた8,000個の小石が互いに異なるように——つまり形、大きさ、色、構成物質において——互いに異なっているが、それでもまた小石同様、ある程度の共通点を持っている。この種の天体を詳細に記述することは、この章の範囲をはるかに超えるため、ここでは特に注目に値する星雲や、星雲を分類する際の各グループを代表する星雲をいくつか選んでみるに留める。

図版XIV　オリオン座の大星雲

すでに述べたように、オリオン座にある大星雲は天界で最も興味深い天体の一つである。その大きさであれ明るさであれ、研究がいかに丁寧に行われてきたか、またその性質を解明しようとする試みがどれほど成功してきたかという点でも、同様に注目に値する。この天体を見つけるには、図97を参照されたい。そこにはこの星座の主要な恒星のスケッチがあり、文字Aはオリオン座の剣の柄を形成する3つの星の中央の星を示している。柄の上方には、冬の空で特に目立つ有名な帯を形成する3つの星が見える。肉眼で注意深く観察すると、星aはやや霞んだような外観を呈する。1618年、シサットは望遠鏡をこの星に向け、その周囲に奇妙な発光する霧状のものがあるのを観測した。それが後に大星雲であることが判明した。彼の時代以降、この天体は

多くの天文学者によって熱心に研究されてきたため、この大星雲に関する観測は非常に多く行われており、それだけを扱った専門書さえも出版されている。普通の望遠鏡でもある程度はその天体を見ることができるが、望遠鏡の性能が高ければ高いほど、より多くの興味深い詳細が明らかになる。

まず第一に、私たちが(θ Orionis)、すなわちオリオン座の四辺形とも呼ぶ天体は、全天で最も目を引く多重星である。実際には6つの恒星から構成されており、次の図（図98）に示されている。これらの点は互いに非常に近接しているため、望遠鏡なしではその光線を区別することはできない。そのうち4つの恒星は、図98――オリオン座の多重星(θ Orionis)――に示されているように、ごく小さな望遠鏡でも容易に見ることができるが、残りの2つの小さな恒星を見るにはかなり高性能な望遠鏡が必要である。しかしこれらの恒星もまた太陽であり、その明るさはおそらく我々の太陽に匹敵する。

この比類のない6つの太陽からなる集団が、有名な星雲に囲まれているというのは実に注目に値する。星雲単独でも、また多重星単独でも、どちらも非常に興味深い対象だが、ここではその両方が組み合わさっているのである。多重星が単にそこに存在するだけでなく、実際には星雲の中にあると結論づけずにはいられないように思われる。

同じ視線上にある。実際、これら二つの特異な天体が同じ視野内に存在するのは単なる偶然に過ぎないと考えるのは、ほぼ間違いないだろう。もしその多重星が本当に星雲の中にあるのであれば、この天体は、少なくとも一例においては星雲までの距離が恒星までの距離と同程度の大きさを持つことを示す証拠となる。残念ながら、これが地球からの星雲までの距離に関する私たちの知識のほぼ全てである。

オリオン大星雲はその多重星を取り巻き、周囲の空間に広大な範囲にわたって広がっている。図97においてaと記された星の周りに描かれた点線円は、適度に性能の良い望遠鏡で見た場合の星雲の範囲をおおよそ示している。星雲は淡い青色をしており、図では表現することが不可能である。その明るさは場所によって大きく異なり、一般的に中心部が最も明るく、星雲の端に近づくにつれて徐々に暗くなっていく。実際、星雲に明確な境界があるとは言い難く、望遠鏡の性能が向上するごとに新たな暗い領域が見えてくる。多重星のすぐ周囲の星雲内には空っぽの領域があるように見えるが、これは星々の眩しい光のコントラストによって生じる錯覚に過ぎず、星雲の分光観測によれば星々の間の星雲物質は連続していることがわかっている。

ここに示されているオリオン大星雲の図版（図版XIV）は、パーソンズタウンにあるロス伯爵所有の巨大な反射望遠鏡を用いて作成された、この天体の精巧な図を縮小したものである。[40] 望遠鏡で見ると、星雲の表面には200個以上の星々が散在している。これらの星々が、多重星の場合のように星雲の物質の中に浸っていると考える必要はなく、星雲の前方にあるか、あるいはより可能性は低いが後方にあり、同じ空の領域に投影されているのかもしれない。

図版XV。
アンドロメダ座31M星雲の写真
露光時間4時間、拡大率3倍。
1882年12月29日、アイザック・ロバーツ氏によって撮影。

この独特な天体の図面は、他の天文学者たちによっても多数作成されている。その中でも特筆すべきは、マサチューセッツ州ケンブリッジ在住のボンド教授が描いたもので、その詳細の正確さは、この天体を研究するすべての人が認めざるを得ないものである。近年では、この巨大な星雲を撮影しようとする試みも成功している。故ドレイパー教授は、素晴らしい写真をいくつか撮影することができた。イングランドではコモン氏が最初にこの星雲の非常に優れた写真を撮影し、ロバーツ博士やW・E・ウィルソン氏も同じ天体の見事な写真を撮影しており、それらには以前は存在が知られていなかった領域まで星雲が広がっている様子が示されている。

肉眼ではかろうじて見えるアンドロメダ座の巨大な星雲は、図版XVに示されている。これはアイザック・ロバーツ博士が撮影した驚くべき写真の許可を得て複製されたものである。星雲内にある2本の暗い帯は目立つし、その表面に散在する暗い星々の数も注目すべき点である。この天体を見つけるには、カシオペヤ座やペガスス座の大四辺形を探し、その後413ページに示されている位置で容易に星雲を見つけることができる。1885年には、星雲の最も明るい部分の近くに7等級の新星が突然現れたが、数ヶ月後に再び見えなくなった。

ライラ座の星雲は天界で最も目立つ環状星雲だが、この種の天体がこれだけしかないわけではない。全体で約12個ほど存在する。このような天体の性質を適切に理解するのは難しいように思える。しかし、環状星雲を見れば、何らかの形で「渦輪」と呼ばれる美しい構造を思い起こさずにはいられない。機関車の煙突から時折噴出し、高く空に上昇していき、一般的な蒸気が消えた後もしばらくして初めて消散する、優雅な円環状の蒸気の輪に気づいたことがない人はいないだろう。このような渦輪は、一方の面をキャンバスで覆い、反対側に円形の穴を開けた立方体の箱を使えば人工的にも作り出すことができる。蛇口

キャンバス上に何かを置くと、その穴から渦輪が生じる。もし箱の中に煙が満たされていれば、この渦輪はその進路に沿って数フィートにわたって見えるだろう。環状星雲が渦輪と実際に類似していると主張するのは明らかに過剰な話だが、少なくとも私たちが知っている範囲では、それらと比較できる他の天体は存在しない。

宇宙には、惑星状星雲と呼ばれる、小さいながらも非常に明るい天体が多数存在する。これらは青みがかった光を放つガスの球体としてしか表現できず、望遠鏡で観測すると星と間違えられるほど小さいこともある。これらの天体の中でも特に注目すべきものの一つは竜座にあり、北極星とγ Draconis星の中間付近に位置している。最近発見された惑星状星雲の中には極めて小さなものもあり、実際には分光器によって初めて小さな星と区別されるものもある。また、青色をしているため、屈折望遠鏡ではこれらの天体が星の焦点から少し外れて見えることにも注意すべきだ。ただし、反射望遠鏡の場合はこの限りではない。なぜなら、この望遠鏡はすべての光線を共通の焦点に集めるからだ。

他にも多くの種類の星雲が存在する。長い形をした星雲もあれば、ロス卿の巨大な反射望遠鏡によって発見された素晴らしい螺旋状の星雲もある。また二重星雲も存在する。しかし、これら様々な天体については、ここでは簡単に触れるだけに留める。このような星雲を図で表現するのは非常に困難だ。ほとんどの星雲は非常に暗く、実際、高性能な望遠鏡を使っても注意深く観察しないと見ることができない。したがって、これらの天体の図を描く際には、分かりやすい画像を作成するためには、より暗い部分を強調せざるを得ない。この点に留意しつつ、ここにロス卿の巨大な望遠鏡を通して観測された、特に注目すべきいくつかの星雲を示す図版XVIを掲載する。

図99.—星雲N.G.C., 1,499。
（E.E.バーナード、リック天文台、1895年9月21日）

星雲の実際の性質は、非常に興味深い問題を提起しており、当然ながら、最初に星雲の観測に熱心だったウィリアム・ハーシェルの頭を長年にわたって悩ませ続けました。当初彼は、すべての星雲は単なる星々の密集した集合体に過ぎないと考えていました。これは、望遠鏡の光学性能を大きく向上させ、小口径の望遠鏡では星雲のように見えた多くの天体が、大口径の望遠鏡で観察すると星々に「分解」されるのを目の当たりにしてきた彼にとって、ごく自然な結論でした。しかし1864年、ウィリアム・ハギンズ卿が初めて分光器を装着した望遠鏡を惑星状星雲の一つに向けたとき、少なくとも一部の星雲は実際には火のような霧の雲であり、星団ではないことが明らかになりました。

次章では恒星のスペクトルについて取り上げますが、ここで予告しておくと、これらのスペクトルは連続的であり、太陽のスペクトルと同様に赤から紫までの全範囲が見られます。ただし、暗線や明線の有無に関しては多くの重要な違いがあります。もちろん、星団の場合も、その中に含まれる個々の星々のスペクトルが重なり合うことで同様のスペクトルが得られます。アンドロメダ大星雲など、多くの星雲がこの種のスペクトルを示します。しかし、これだけではこれらの天体が単なる普通の星々の集まりに過ぎないとは断定できません。なぜなら、連続スペクトルは液体や固体状の物質、高圧の気体だけでなく、特定の条件下では低圧でも高温の気体によっても生じ得るからです。したがって、星雲の場合、連続スペクトルがあるからといって、その星雲が太陽と同程度の大きさや性質を持つ天体の集まりであるとは限りません。しかし、もし星雲から明線スペクトルが得られるならば、調査対象の天体に低圧の気体が存在していることが確実です。そしてこれこそが、ウィリアム・ハギンズ卿が多くの星雲で実際に発見した事実でした。彼が初めて星雲のスペクトルの研究を決意したとき、彼が観測対象として選んだのは、惑星状星雲と呼ばれる天体でした。これらは小さくて丸形またはわずかに楕円形の円盤状で、通常中央部に凝縮した部分はなく、はっきりしない惑星のように見えます。それらの光の色は、しばしば青みがかっています。

緑色というのは、単独の恒星では非常に珍しい色であるため、注目に値する。そのスペクトルは、他のどの恒星のものとも全く異なり、わずか3本か4本の明るい線から構成されていた。最も明るい線はスペクトルの青みがかった緑色の領域にあり、当初は窒素のスペクトルの線と同一だと考えられたが、その後のより正確な測定により、この線ももう1本の星雲線も、太陽スペクトルにあるどの暗線にも対応せず、実験室でも再現することができないことが判明した。したがって、これらを既知の元素に帰属させることはできない。3本目と4本目の線は、太陽スペクトルにおいてF線およびg線と呼ばれる2本の水素線と同一であることがすぐにわかった。

図版E
プレアデス星団にある星雲
アイザック・ロバーツ博士の写真より

ここでも、他の多くの場合と同様に、分光分析が望遠鏡では決して成し得なかった貢献を果たしている。ハギンスに続き、ヴォーゲル、コープランド、キャンベル、キーラーらによって、星雲のスペクトルは視覚的にも写真的にも研究されてきた。そして、非常に暗い星雲も多数存在する。

中型の分光器で観測される4本の線に加えて、さらに多くの線が検出されている。通常は非常に明るいはずの水素の赤色C線が、星雲のスペクトルでは見当たらないか、あるいは極めて弱いことは注目に値する。しかしフランクランドとロッカイヤーの実験により、特定の温度・圧力条件下では水素の複雑なスペクトルが1本の緑色のF線に単純化されることが示されている。したがって、星雲内のガスの密度が低く、これらの天体自体が暗いためにスペクトルがごく少数の線にまで簡略化されるのは当然のことである。また、一部のガス状星雲では弱い連続スペクトルも観測され、その最も明るい部分は黄色域（太陽のスペクトルの場合）ではなく、緑色域付近にある。この連続スペクトルは、実際には非常に弱い発光線の集合体に他ならない可能性が高い。

現在までにガス状スペクトルを持つことが知られている星雲のリストには、約80個の天体が含まれている。惑星状星雲に加えて、多くの大きくて広がった星雲もこのカテゴリーに属しており、ライラ座の環状星雲やオリオン座大星雲も同様である。このような巨大な天体がガス状星雲の中に含まれていることは、特に興味深いことだ。この星雲でコープランドは、当時「ヘリウム」というのは単なる名前に過ぎず、仮説上の存在にすぎなかった時代に、素晴らしいヘリウムのD3線を発見した。今日ではヘリウムが宇宙中に広く分布している元素であることがわかっている。その後、他のいくつかの星雲でもこの線が発見されている。特徴的なガス状スペクトルを容易に識別できることから、新たな惑星状星雲を探すために分光鏡を使って空全体を調べるという考えが生まれ、ピッカリングとコープランドによって実際に多数の天体がこの方法で発見された。また最近では、ピッカリングが空のさまざまな領域のスペクトル写真を調べることによっても新たな天体が発見されている。これらの新天体のほとんどは望遠鏡で見ると普通の恒星のように見え、分光鏡がなければその真の性質を把握することは決してできなかっただろう。

晴れた夜に星空を見上げると、一見すると星々は天の広がりに非常に不規則に散らばっているように思えます。オリオン座や大熊座のように、所々でいくつかの明るい星が特徴的な群れを形成している一方で、同じく広大な範囲にはほとんど明るい星がなく、わずかな暗い星しか存在しません。双眼鏡やその他の小型望遠鏡を使って空を観察しても、結果は変わらず、星々が多く集まった場所もあれば、比較的星が少ない場所もあります。しかし、天の川銀河の領域に近づくと、望遠鏡の視野内にある星の数が急激に増えるのがわかります。そして天の川銀河自体に到達すると、星々があまりにも密に詰まっているため、肉眼では幅広くても非常に不規則な暗い帯のように見え、強力な望遠鏡でさえも場所によっては星々に分解することが難しいのです。この驚くべき星の配置をどう説明すればよいのでしょうか？なぜ天の川銀河から最も遠い場所には星がほとんど見えず、その素晴らしい帯の中や近くには星が非常に多く見えるのでしょうか？これらの疑問に答えようとした最初の試みは、1750年に出版された本の中でロンドンの機械製作者であるトーマス・ライトによって行われました。彼は、私たちの恒星系の星々が、その長さや幅に比べて厚みのごく薄い巨大な層として分布していると考えました。もしガラスでできた大きな砥石があり、そこに大量の砂粒や同様の微小粒子が均等に埋め込まれていて、その砥石の中心付近に目を置けるとしたら、砥石の軸の方向付近にはほとんど粒子が見えないが、周辺のどの点を見ても多数の粒子が見えるはずです。これがライトが考えた天の川銀河の構造であり、彼は太陽がこの星々の層の中心からそれほど遠くない場所に位置していると考えました。

図版F。

ω センタウリ座。
ハーバード大学天文台の出版物所収の図から。

もし天の川銀河自体が存在しなかったとしたら――つまり、星々の数が天球を横切るある円（ほぼ大円）に向かって急速に増加していくという事実だけがあったとしたら――円盤説はかなり支持されるかもしれない。しかし、天の川銀河の望遠鏡による観測、そして特にバーナード教授が撮影したその複雑な構造を示す素晴らしい写真たちによって、古い理論は打倒され、天の川銀河が単に見かけ上だけでなく実際にも天球を取り巻く巨大な星の流れであると結論づけるのが非常に合理的になった。この方向を示すいくつかの事実については後ほど触れる。一目見れば、天の川銀河が単一の光の帯ではないことがわかる。鷲座の近くでそれは二つの枝に分かれ、その間にはかなり広い間隔があり、これらの枝は南半球の奥深くまで進んだ後に再び合流する。円盤説では、これを説明するために星々の層が中心付近でほぼ二つに裂けていると仮定しなければならなかった。しかし、たとえそれを認めたとしても、天の川銀河に存在する数多くの大小さまざまな暗い穴をどう説明できるだろうか。その中でも最も大きく顕著なのが南半球にあるいわゆる「コール・サック」である。明らかに、円盤状の層を貫通する多数のトンネルが存在し、何らかの奇妙な作用によってそれらがすべて私たちの太陽系が位置する場所に向かっていると仮定しなければならないだろう。また、天の川銀河から伸びている多くの小さな腕は、側面から見た平面であるか、曲面の凸部を接線方向から見たものに他ならない。これらの様々な仮定の非現実性は非常に高い。しかし、比較的明るい星々が、極めて暗い星々が密集しているのと同じ領域に集まっているという証拠は少なくない。故プロクター氏は、北半球のアルゲランダーの大アトラスに記載されている324,198個の星々を一枚の図上にプロットした。これらの星々はすべて10等級以上であり、したがって、個々の星がほとんど見えなくなってしまうほど多数存在する星々よりも明るいのである。

銀河帯であり、均一に分布しているという仮定からすれば私たちの近くにあるはずだが、この星々の集まりによって天の川銀河の全貌がはっきりと示されている。これにより、天の川銀河は単なる天球上に投影された円盤状の層に過ぎないという考えは十分に否定される。そして、天の川銀河がむしろ星々が集まった流れ、つまり信じられないほど巨大な大きさを持つ流れや環であり、私たちの太陽系が偶然その中に位置しているのだと確信するためには、バーナード教授の写真を見て、どのように明るい領域と非常に暗い領域が規則性を全く持たずに交互に現れるかを調べる必要はほとんどない。しかし、この流れの実際の形状を特定したり、その各部分の相対的な距離を決定しようとするのは時期尚早であることは認めざるを得ない。

図版16
ロス卿の大型望遠鏡によって観測された星雲

第XXIII章　恒星の物理的性質
恒星分光鏡――恒星スペクトルの分類――吸収線がごく少ないI型、太陽に似たII型、はっきりとした暗帯があるIII型――これらの分類が天球上でどのように分布しているか、視線方向への運動、分光鏡によって発見された軌道運動：新しい連星の分類、一時的な恒星のスペクトル、これらの天体の性質。

これまでの章々でも何度か触れてきたように、分光鏡が明らかにした事実は現代科学の歴史において重要な位置を占めている。その助けにより、太陽の物理的構造を理解しようとする試みにおいて大きな前進が遂げられた。本章では、分光鏡が恒星の物理的構造について何を教えてくれるかを解説する。

ここに天文学の全く新しい段階が開かれた。望遠鏡の改良が進むにつれてますます暗い天体が観測可能になったが、世界中のすべての望遠鏡を使っても、恒星の中に鉄や他の元素が存在するかどうかという疑問に答えることはできなかった。普通の恒星は非常に高温の球体で、ベッセマー転炉やジーメンス炉よりも熱い。もし恒星の中に鉄があるとすれば、それは白熱状態で溶融しているだけでなく、実際に蒸気に変化していなければならない。しかし、望遠鏡では鉄の蒸気は見えない。どうやってそれを識別できるのか？他の多くの金属や物質の蒸気と混ざっているかどうかをどうやって知るのか？実際、恒星の発光する大気の中から鉄を見分けるのは極めて微妙な分析作業である。しかし分光鏡ならこの課題に十分対応でき、圧倒的に説得力のある証拠をもって分析結果を示してくれる。

月や惑星のスペクトルは、実質的には太陽のスペクトルのかすかな複製に過ぎないことは、1816年頃に偉大なドイツの光学学者フラウンホーファーによって発見された。プリズムを配置することによって……

小さな測地儀（測地測量に用いられる器具）の対物レンズの前方で、彼は金星と火星が太陽と同じスペクトルを示すのに対し、シリウスは全く異なるスペクトルを出すことを確認することができた。この重要な観測結果により、彼は研究を続けるためのより良い器具を手に入れる意欲を持つようになり、さまざまな種類の恒星スペクトルの主要な特徴を明らかにすることに成功した。フラウンホーファーがこの研究で用いた、プリズムを望遠鏡の対物レンズの外側に置く形式の器具は、大きな寸法のプリズムを手に入れるのが困難だったため（対物レンズの性能を十分に活用するためにはプリズムも対物レンズと同じくらい大きくなければならないのは明らかだ）、ここ数年まであまり使われてこなかった。しかし、これは固定星のように角直径がほとんどない天体のスペクトルを観測するための最も簡単な形態の分光器である。恒星からの平行光線はプリズムによってスペクトルに分散され、それが望遠鏡を通して観察される。しかし、望遠鏡内の恒星の像は単なる発光点に過ぎないため、そのスペクトルも単なる線にしかならず、太陽のスペクトルで見られるような横方向に交差する線などは識別することができない。そこで、望遠鏡の接眼レンズの前に円筒レンズが置かれる。これにより点が線に、線が帯状に変わるため、恒星の狭いスペクトルが広がり、そこに存在するあらゆる詳細を識別することができる。他の形態の恒星分光器では、対物レンズの焦点にスリットを設置する必要があり、全体の構造は太陽に関する章で説明したものと似ているが、円筒レンズが必要となる点が異なる。

1859年にキルヒホッフによってスペクトル分析の原理が確立されるまで、固定星のスペクトルの研究はほとんど進展しなかった。太陽スペクトルの暗線が適切に解釈されると、科学が人類の探求のための新たな領域の扉を大きく開いたことがすぐに明らかになった。その領域の存在自体、それまでほとんど誰も知らなかったのである。私たちは、それがいかに素晴らしいものであるかを目の当たりにしてきた。

太陽の研究がこの分野の研究者たちを導き、新しい手法が彗星や星雲の観測に応用されることでいかに貴重な結果が得られてきたかを私たちは目の当たりにしてきました。ここでは、サー・ウィリアム・ハギンズによって始められ、彼自身やセッキ、フォーゲル、ピカリング、ロッカイヤー、ドゥーネル、シャイナーらによって継続・発展させられた研究によって、恒星の構成について何が明らかになったかを説明します。他の現代天文学の分野と同様に、ここでも写真撮影は極めて重要な役割を果たしています。それは、星のスペクトルの写真は、肉眼では追跡できないほど遠い紫色領域まで記録できるだけでなく、写真上で線の位置を非常に正確に測定できるからです。

星のスペクトルの一見混沌とした多様性を整理した最初の観測者はセッキであり、それらを4つのタイプに分類できることを示しました。しかし過去30年間で、各タイプに多くの変種が見出されたため、セッキの分類をさらに細分化する必要が生じ、現在ではほとんどの観測者がフォーゲルの分類法を用いており、本章でも便宜上これを採用します。

タイプI——このタイプの星のスペクトルでは、太陽の紫色スペクトルに多数存在し目立つ金属線が、非常に弱く細かくなっているか、あるいは全く見えない。一方、青色および白色の部分は非常に明るい。フォーゲルはこのタイプを3つのグループに細分している。第1のグループ（I.a）には水素線が存在し、それらは非常に幅広く強度も高い。シリウス、ベガ、レグルスがこのグループの例である。線の幅が広いことは、これらの星が巨大な水素大気に囲まれていることを示唆している。一般的に、このグループの星が最も高温であると考えられており、その根拠として、彼らのスペクトルに特定のマグネシウム線が現れることが挙げられる。何年も前にノーマン・ロッカイヤー卿が実験室で示したように、この線は通常のマグネシウムのスペクトルには現れず、非常に高い温度でその物質が存在していることを示しているのである。星のスペクトルにおいて

I.b群では、水素線とごく少数の金属線が同じ幅を持ち、先に述べたマグネシウム線が最も強い。リゲルやオリオン座の他のいくつかの明るい星々もこの群に属しており、注目すべきは、これらの星のうち少なくとも一部にはヘリウムが存在することである。そのため（キーラー教授が指摘するように）、リゲルのスペクトルは、星内では2本の主要な星雲線が逆転していない点を除けば、ほぼ星雲スペクトルを逆さまにしたもの（線が明るくなる代わりに暗くなっている）と見なすことができる。この事実は、将来的に星が星雲からどのように発展していくかを理解する上で間違いなく非常に重要になるだろう。また、リゲルのような星は疑いなく非常に高い温度を持っている。一方、I型の第3のサブグループ（I.c）の星々ではそうではないようだ。このサブグループのスペクトルは、明るい水素線や明るいヘリウム線D3の存在によって特徴づけられる。この非常に特異な種類のスペクトルを持つ星々の中には、ライラ座の非常に興味深い変光星（β）やγカッシオペアエとして知られる星があり、これらは綿密に観測されてきており、そのスペクトルには多くの特異性があるため、このサブグループの星々の物理的構造を説明することは非常に困難である。

II型に移ると、金属線が強いスペクトルが見られる。スペクトルの屈折率の高い領域は前のクラスよりも暗く、赤色側に吸収帯が見られることもある。その第1のサブグループ（II.a）には、金属による多数の強くてはっきりした線を持つスペクトルが含まれており、水素線もよく見えるが、特に目立つわけではない。このグループに属する星々の中には、カペラ、アルデバラン、アークトゥルス、ポルックスなどがある。実際、これらの星々のスペクトルは我々の太陽のスペクトルとほぼ同一であり、例えばポツダム天体物理台のシャイナー博士はカペラのスペクトル写真上で数百本の線を測定し、これらの線と太陽スペクトルの対応する線との間に非常に高い一致があることを見出した。これらの星々の物理的構造が我々の太陽のそれと非常に似ていることは疑う余地がない。一方、第2のサブグループ（II.b）の星々ではそうではなく、これらのスペクトルは非常に複雑で、それぞれ連続スペクトルから成っている。

多数の暗い線が交差しており、その上には明るい線からなる第二のスペクトルが重なっている。70個以上の恒星がこの特異なスペクトルを持つことが知られており、その中で最も明るいのは南天のアルゴス座にある3等星だけである。ここでもまた、水素とヘリウムは明るい線として表されているが、残りの明るい線の起源は不明である。このグループの恒星の物理的構造については確定的な結論を出すのは非常に難しいが、暗い線を引き起こす低温の大気に囲まれているだけでなく、その外側に水素や他のガスからなる巨大な包層を持つ恒星である可能性も否定できない。このグループの少なくとも1つの恒星において、リック天文台のキャンベル教授は、連続スペクトルの両側にかなりの距離にわたって延びる長いF線を観測し、狭いスリットを使うと直径約6秒角の大きな円形の円盤として見えた。他の2つの主要な水素線も同様の様相を示した。この観測結果から、恒星の周囲に広範なガス包層が存在することが示唆されている。

III型には比較的少数の恒星が含まれ、スペクトルは暗い線に加えて多数の暗い帯が特徴であり、より屈折率の高い部分は非常に弱いため、これらの恒星は多かれ少なかれ赤みを帯びている。この型には2つの明確なサブタイプがある。第一のタイプ（III.a）では、主要な吸収線は太陽スペクトルの同様の線と一致するが、強度には大きな違いがあり、これらの恒星では多くの線が太陽よりもはるかに強く現れる一方で、新たな線も多数現れる。しかし、これらの違いよりも重要なのは、スペクトルの赤色、黄色、緑色の領域に見られる特異な吸収帯であり、これらは金属線の上に位置し、紫色側でははっきりとした境界を持ち、スペクトルの赤色側へ向かって徐々に薄れていく。この種の帯は化学的結合に属しており、これはこれらの遠方の恒星の大気中のどこかで、安定した化学的結合が形成されるのに十分な低温度が存在していることを示しているようだ。このタイプの中で最も重要な恒星はベテルギウス、すなわちオリオン座α星である。

オリオン座の肩部にある1等級の赤色恒星ですが、特筆すべきは、長周期の変光星の多くがIII.a型のスペクトルを持っているという点です。1887年、ノーマン・ロッカイヤー卿は、より小さな星団がより大きな星団を通過する際に、おそらく水素による明るい線が最も明るくなる時期に現れるだろうと予測しました。そして間もなく、ピカリング教授がハーバード大学天文台で撮影した、変光星ミラ・セティが最も明るくなった時のスペクトル写真上に多数の水素線が見つかったという報告によって、この予測は確認されました。その後、ピカリング教授は、これまでに知られていたこの種の変光星41個のスペクトル写真上にも明るい線が見つかったと報告し、さらに20個以上の恒星も、そのスペクトルにこのような特徴があることから変光星であると判明したと述べています。つまり、これらの恒星に明るい線が見られるという事実が、それらが変光星であることを示唆しており、さらなる光度測定によってもその事実が裏付けられました。

第II.b分類に属する恒星は、比較的暗い恒星のみで、その中でも5等級を超えるものはありません。また、赤色恒星に限られています。これらの恒星のスペクトルにある明瞭な帯状構造は、赤色側でははっきりとして暗く、紫色側に向かうにつれて徐々に薄れていきます。これはIII.a型のスペクトルで見られるのとは正反対の様子です。これらの帯状構造は、これらの恒星の大気中に存在する炭化水素蒸気による吸収に起因するようですが、金属蒸気の存在を示す線も見られ、その中にはナトリウムも含まれていることが確認されています。これらの恒星が、太陽が大幅に冷却し、周囲の大気による光の吸収が増えていくために、実質的な消滅に近づいている段階を表していることに疑いはほとんどありません。

視線方向における恒星の運動を分光学的に測定する方法は、太陽に関する章で説明した方法と同じです。恒星のスペクトルにある特定の線の位置を、人工的に作成されたスペクトルにある同元素の明るい線の位置と比較することによって、恒星の運動が求められます。

恒星のスペクトル線が紫色側にシフトするか（恒星が私たちに近づいていることを示す）、または赤色側にシフトするか（恒星が遠ざかっていることを示す）を検出することができる。この種の試みは最も早く1867年にウィリアム・ハギンズ卿によって行われ、彼はシリウスのスペクトルにあるF線と、天体望遠鏡の分光器に反射されてきた真空管内の水素のスペクトルにある同じ線とを比較し、両方のスペクトルを並べて観察した。このようにして始まり彼によって続けられた研究は後にグリニッジ天文台でも引き継がれたが、これらの直接観測によって得られた結果は決して満足のいくものではなく、異なる観測者によって、あるいは同じ観測者でも異なる夜に得られた値の間に著しい差異が現れた。光速が天体が移動しうるどんな速度と比べても非常に大きいことを考えれば、このような動きによって生じる波長の変化はごくわずかであり、感知するのも測定するのも非常に困難である。しかし、ポツダムのフォーゲル博士によって初めて写真撮影がこれらの研究に利用されて以来、はるかに一致度が高く信頼性のある結果が得られるようになったが、それでも系統的な誤差を避けるためには極めて細心の注意が必要である。得られる結果の概要を示すため、以下の表には1896年および1897年にケンブリッジ天文台の大型25インチ・ニューアル屈折望遠鏡に取り付けられたブルース分光器を用いてH.F.ニューアル氏によって観測された数々の恒星の秒あたりの速度の値を示し、さらにポツダムでフォーゲルおよびシャイナーによって得られた値も加えている。結果はキロメートル単位で表されている（1km＝0.62英里）。符号の+は恒星が私たちから遠ざかっていることを、-は近づいていることを意味する。

ニューアル、フォーゲル、シャイナー。
アルデバラン：+49.2 + 47.6 + 49.4
ベテルギウス：+10.6 + 15.6 + 18.8
プロキオン：-4.2 - 7.2 - 10.5
ポルックス：-0.7 + 1.9 + 0.4
γレオニス：-39.9 - 36.5 - 40.5
アルクトゥルス：-6.4 - 7.0 - 8.3

これらの数値は、地球が太陽の周りを公転することによる影響は補正されているが、太陽自身が宇宙空間を移動することによる影響は補正されていない。後者の大きさは実質的に不明であるか、少なくとも非常に不確かであるため、上記の数値は実際には各恒星が太陽に対して持つ秒速を表しているのである。また、多数の恒星の分光観測によって太陽の運動方向や速度を最終的に明らかにすることができるだろう。この方法によれば、恒星の固有運動と各種恒星の平均距離に関する推定を組み合わせるという従来の方法よりも、はるかに正確な太陽の速度が得られる可能性が高い。ケンプフ博士はすでにポツダムでの分光観測から、太陽の速度を毎秒18.6キロメートル、すなわち11.5マイルと算出しており、この値はおそらく真値に近いものである。

しかし、固定恒星のスペクトルからも、これら極めて遠方の恒星系における公転運動について何かを知ることができる。もしある恒星が太陽を通過する平面内で別の恒星の周りを回っているなら、その軌道の一方では私たちの方へ直進し、もう一方では私たちから離れて直進するはずであり、中心天体の前方や後方を通過している間は、私たちからの距離は変わらない。したがって、分光観測によってある恒星が一定の周期で地球に向かって動いたり離れたりしていることがわかれば、その恒星がスペクトル線のシフトが示す周期で、何か見えない天体の周り（あるいは正確に言えば、両者の重心の周り）を回っていることは疑いようがない。第19章では、ペルセウス座にある変光星アルゴルについて触れたが、これは大部分の時間において…という特徴を持つ変光星の一種である。

その期間中は明るさが変わらないままでいるが、ごく短い時間だけ著しく暗くなる。これは何らかの食によって引き起こされているのだという考え——言い換えれば、暗い天体が周期的に恒星の前を通過し、恒星の光の一部または全部を私たちから隠してしまうのだという考え——が最も単純な仮説であり、既に数年前に広く受け入れられていた。しかし、ポツダムで行われた分光観測により、ヴォーゲル教授が、アルゴルが最小光度に達する前には太陽から離れていき、最小光度を過ぎると再び私たちに近づいてくることを発見するまで、これがアルゴルのような恒星の周期性の真の原因であると証明することはできなかった。軌道が円形であると仮定すると、アルゴルの速度は秒速26マイルであることがわかった。これと周期の長さ（2日22時間48分55秒）および遮蔽時間から、軌道の大きさや両天体の実際の寸法を簡単に計算することができた。さらに一歩進んで、密度が等しいと仮定することにより、軌道速度から両天体の質量を計算することも可能であったが、これは疑いなく非常に不確かな仮定である。以下はヴォーゲルが見出したアルゴル系のおおよその要素である：—

アルゴルの直径：1,054,000マイル
伴星の直径：825,000マイル
両天体の中心間距離：3,220,000マイル
アルゴルの軌道速度：秒速26マイル
伴星の軌道速度：秒速55マイル
アルゴルの質量：太陽質量の4/9
伴星の質量：太陽質量の2/9

過去1世紀にわたり、アルゴルの周期は徐々に短くなってきている（6～7秒ずつ）。しかし、これがチャンドラー氏が示唆したように、3番目の、はるかに遠方にある天体の周りをこの二重星系が公転することによって引き起こされているのかどうかは、まだ明らかになっていない。

すでに述べたように、食が起こり、それによって光度に変動が生じるためには、視線がほぼ軌道面内にある必要がある。また、二つの天体の間にはかなりの明るさの差があることも不可欠である。現在知られているアルゴル型の変光星15個ではこれらの条件が満たされているが、確率論によれば、これらの条件が満たされていないアルゴルのような二重星系もはるかに多く存在し、その場合には星の明るさに変動は現れないはずである。もちろん、明るい星が別の星の周りを公転している例は多く知られているが、大きな伴星が非常に近い距離を公転しているために、私たちの望遠鏡ではその二重星を分離できない例も存在するはずだ。これは実際に分光器を用いて発見されている。極めて近い距離にある二重星を分光器で観測すると、二つの成分星のスペクトルが重なり合い、実際には二つの異なるスペクトルを見ていることに気づかない。しかし、二つの天体が共通の重心の周りを公転する際、定期的に一方の天体が私たちの方へ向かって動き、もう一方が私たちから離れて動く時期が訪れる。その結果、前者のスペクトルの線はスペクトルの紫色側へ微妙にシフトし、後者のスペクトルの線は赤色側へ微妙にシフトする。したがって、二つのスペクトルに共通する線は定期的に二重になる。このような発見は、1889年にピッカリング教授によって、大熊座の尾にある有名な二重星の大きな方の成分星であるミザール、すなわちζ Ursa Majorisのスペクトル写真から初めて行われた。特定の線が52日ごとに二重になっていることが確認された。各線の二つの成分星の最大の分離距離は、一方の星が他方に対して秒速約100マイルの相対速度で動いていることに相当するが、その後の観測により……

このケースは非常に複雑であり、極端に偏心した楕円軌道のためか、あるいは第三の天体の存在によるものかもしれない。ハーバード大学の写真では、おうし座β星において線が周期的に二重に現れる様子も観測され、その周期はわずか3日23時間37分という驚くほど短いものだった。1891年にフォーゲルは、おとめ座の一等星であるスピカのスペクトル写真から、この星が4日周期で太陽系から遠ざかったり近づいたりを繰り返していることを発見した。それ以降、他にもいくつかの「分光二重星」が発見されており、特にM・ベロポルスキーによって3日周期であることが明らかにされたカストール星の一方の成分や、ハーバード大学のスペクトログラムによって34時間という極めて短い周期であることが判明したさそり座の恒星などが挙げられる。

ごく最近、ケンブリッジのH.F.ニューアル氏とリック天文台のキャンベル氏は、おうし座α星、すなわちカペラが太陽に似た恒星とプロキオンに似た恒星から成り、104日周期で互いの周りを公転していることを示した。

一見すると、直径に比べてごくわずかな距離しか離れていない二つの太陽が互いの周りを回っているという考えは非常に驚くべきものだ。例えばアルゴル星系では、太陽とほぼ同じ大きさの天体と、それよりわずかに大きい天体の2つが、共通の重心の周りを3日未満の周期で回っており、両者の表面間の距離は大きい方の直径の2倍に過ぎない。またスピカ星系でも、2つの巨大な太陽がわずか4日周期で互いの周りを回っており、その距離は土星とその6番目の衛星との距離に相当する。しかし、現在の太陽系にはこれに類するものは存在しないものの、数学的に証明されているのは、この種の系が永遠ではなくとも何世紀にもわたって安定性を保つことが完全に可能だということであり、最終章では、地球と月がかつて、両者の直径に比べてごくわずかな距離で急速に回転する特異な二体系を形成していた可能性が高いことを見ていく。

おうし座β星として知られる恒星には、さらに複雑な系が存在する可能性がある。これは周期が12日である、非常に興味深い変光星だ。

数日22時間の間に、その星の等級は4-1/2からわずかに3-1/2を超える値まで上昇し、ほぼ4等級まで下がった後、再び完全な3-1/2まで上昇し、最終的には4-1/2の等級に戻る。1891年、ピッカリング教授は、この星のスペクトルにある明るい線が時々位置を変え、今度は暗線の一方に、また今度はもう一方に現れることを発見した。明らかにこれらの明るい線は波長を変えており、光を放つ天体が地球から交互に遠ざかったり近づいたりしているのであり、星の光の変動周期の半分では前者の状態が、もう半分では後者の状態が起きているようだった。この星のスペクトルはベロポルスキーらによってさらに調べられ、これらの線は一見二重に見えるが、その構成要素の一方は時々消えたり非常に狭くなったりすることがわかった。これらの線が実際には単一のものであり（見かけ上の二重性は暗線の重なりによるもの）、ベロポルスキーは水素線(F)の両端から、管内で発光するガスによって生成され、星のスペクトルと一緒に撮影された人工水素線までの距離を測定することで、それらの線のずれの量を算出した。明るい線の発光源が軌道運動によって交互に近づいたり遠ざかったりしていると仮定すると、ベロポルスキーはその明るい線を放つ天体が時速41マイルの軌道速度で動いていることを突き止めた。1897年にはマグネシウムによる暗線のずれを観測することに成功し、それを放つ天体もまた軌道上を動いていることを発見した。しかし、星の光の主極小期以降における明るいF線の速度は正の値を示すのに対し、暗線の速度は負の値を示す。したがって、主極小期には暗線を放つ星が食され、二次極小期には明るい線を放つ別の星が食されるのである。とはいえ、この素晴らしい変光星の構造の問題を最終的に解決するには、さらなる観測が必要であり、η Aquilæやδ Cepheiといった、速度の変化と光の変動の間に調和が見られない他のいくつかの変光星についても同様のことが言える。

β Lyræの複雑なスペクトルと一時的な星々のスペクトルの間には、興味深い類似点がある。分光学的に観測可能だった最初の「新星」は、1866年にコロナ・ボレアリスに現れ、W・ハギンズ卿によって研究されたものである。そのスペクトルには暗い吸収線を伴う連続スペクトルと水素の明るい線が見られ、これは実質的にII.b型星のスペクトルと同じものであった。1876年のシュミット星も同様で、水素線に加えてヘリウム線（D3）や主要な星雲線が観測された。しかし1877年の秋、この星の等級が10等にまで低下すると、コープランド博士は、星の光のほとんどが集中している主要な星雲線のみが見え、連続スペクトルはほとんど検出できないことに驚いた。実際、この星は惑星状星雲に変化したように思われたが、後にそのスペクトルはこの特異な単色性を失い、星雲線は消えて微弱な連続スペクトルのみが見えるようになった。これは10等にまで暗くなった1866年の星でも同様の状況であった。1885年にアンドロメダ星雲で出現した新星からは、星雲自体のスペクトルとほぼ同じように、連続スペクトルのみが観測された。

1892年2月にオーリガ座の新星が発見された際、天文学者たちはそれを分光学的に観測する準備がより整っていた。なぜなら、肉眼では見えないスペクトルの紫外線領域も写真撮影によって研究できるようになっていたからである。可視光スペクトルは1876年のノヴァ・シギニのスペクトルと非常によく似ていたが、リック天文台およびポツダムで観測・撮影されたすべての明るい線の波長を測定すると、太陽の色球の明るい線スペクトルとの強い類似性が明らかになった。水素線は非常に目立ち、鉄線も多数存在し、カルシウムやマグネシウムの線も確認された。しかし写真から得られた最も注目すべき発見は、多くの場合、明るい線の紫側に幅広い暗い帯が伴っており、明るい線も暗い線も両方とも複合的な性質を持っていたという点である。多くの暗い

線の中央には細い明るい線が重なって見え、一方、多くの明るい線には最大で2つか3つの明るさの極大点があった。視線方向での運動の測定結果は特に重要であり、暗い線の中にある細い明るい線の出所となる光源が、秒速400マイルという驚異的な速度で太陽に向かって移動していることを示した。もし明るい線が実際に暗い線の「逆転」に過ぎないのであれば、吸収スペクトルの出所もほぼ同じ速度を持っているはずだ。しかし一方で、明るい線の2つか3つの明るさの極大点が本当に別々の天体によるものだとすると、そのうちの主要な天体は太陽に対してほぼ静止しているのに対し、他の天体は秒速300マイルから600マイルという異常な速度で私たちから遠ざかっていることを測定結果は示している。これだけでも十分に不可解なのに、1892年8月に再び10等星として現れたこの恒星のスペクトルは全く異なり、惑星状星雲に属する多数の明るい線しか見られなかった！これらの主な線が最初からスペクトルに存在していた可能性もあるが、視線方向での運動の変化によって波長が異なっていたため、秋に見られた星雲線が春に少し離れた場所で見られた線と同一だったのである。これらの星雲線に関する後続の観測結果は、新星が太陽系に向かって（秒速約150マイルで）移動しており、その速度が徐々に減少していることを示唆しているようだ。

しかし、一時的な恒星がなぜ突然明るく輝き出すのかを確実に説明できないと認めざるを得ないものの、これらの奇妙な天体が徐々に恒星の構造について多くのことを教えてくれるだろうと考える理由は十分にある。星々の宇宙で見られる多様なスペクトル――明るい線を持つ星雲スペクトル、同様の性質を持つ恒星スペクトル、広い吸収帯を持つスペクトル、太陽のように多数の暗い線を持つスペクトル、あるいはわずかな吸収線しか持たないスペクトル――これらすべてが、宇宙がさまざまな進化段階にある天体で満ちていることを示している。熱の天文学的意義について考察する際に、この問題についてもう少し詳しく語る機会があるだろうが、ここまで来ると人間の…

知性では、私たちの道具的資源の発展に追いつくことはほとんど不可能であり、得られた知識を体系化しようとするときには想像力も途方に暮れてしまう。ボルチモアのローランド教授の最近の経験からも明らかなように、観測される現象を解釈するにあたっては極めて慎重でなければならない。その経験から、光を放つ蒸気の圧力が高まるだけでスペクトル線が広がるだけでなく、位置自体も変化する可能性があることがわかった。強磁場中に置かれた光源から出るスペクトル線が幅広くなったり、二重になったりするというザイマン博士の発見も、これらの複雑な現象を解釈する上での困難をさらに増大させることになるだろう。

第XXIV章　地球軸の進行と歳差
極は固定点ではない――星々の見かけ上の位置に与える影響――ペグトップの例示――地球に作用する乱れの力――太陽が球体に及ぼす引力――赤道付近の突起――その突起に対する太陽および月の引力が進行を引き起こす――進行を引き起こす力の効率は距離の立方に反比例する――太陽と月の相対的な効率――地球軸の極が黄道の極の周りを回転する様子――緯度の変化

天の極の位置は、その近くにある明るい星である北極星によって最も簡単に示される。この極の周りでは、全天が1つの恒星日ごとに一度回転するように見える。これまで私たちは常に、その極を天の中の固定点であるかのように扱ってきた。私たちが比較的短い期間だけを考慮する限り、この表現は十分正しい。現在、極が北極星の近くにあるのは間違いない。先代の人々が生きていた時もそうであり、次世代が生きている間も同じだろう。しかし、この間ずっと極は天の中で着実に動いており、やがて極が現在の北極星からかなり離れた場所に移動してしまう時が来る。この動きは絶え間なく続く。私たちの天文台にある観測機器を使えば、これを容易に検出し測定することができ、天文学者たちは、あらゆる計算においてこの極の動きを特別に考慮する必要があることをよく知っている。この動きによって星の見かけ上の位置に変化が生じ、これが「進行」と呼ばれる。

図100。

棒の動きは、添付の図（図100）に非常に明確に示されており、これは故人の親切なご厚意によるものです。

C・ピアッツィ・スミス教授。この円は、天の極が星々の間を移動する軌道を示している。

ドラコ座にある円の中心が黄道の極である。天の極が一回完全に周回するのに約25,867年という長い時間がかかる。この図は、紀元前4000年から西暦2000年までの数々の時期における天の極の位置を示している。この地図を一目見れば、天の極が北極星の近くにあるのがいかに偶然的なことかがはっきりとわかる。現在、実際には両者の距離は縮小しているが、その後は距離が増大し、一周の半分が経過した時点では、天の極は北極星から円の半径の2倍の距離にあることになる。その時には天の極が明るい恒星ベガ、すなわちαリュラエの近くに来るため、約12,000年後の人々は、現在北極星が使われている多くの目的のためにベガを利用できるようになるだろう！過去を振り返ってみると、紀元前2,000年から3,000年頃には、大熊座のβ星やδ星が指標として機能する中で、αドラコニス星が北極星として適切な位置にあった。正確な天文学が誕生して以来、天の極の軌道はこの巨大な円のごく一部しか観測されていないことは言うまでもない。しかし、天の極の動きが同じ軌道を続けていくということを疑う理由はない。この非常に興味深い現象について説明を進めることで、そのことはより明確になるだろう。

天の北極とは、地球が回転する軸の北端が向かっている天球上の点である。したがって、この軸は常にその位置を変えていかなければならない。地球の回転に関する動きの様子は、すべての男の子がよく知っているごく普通のおもちゃを使って説明できる。ペグトップを回転させると、もちろんそれは自転軸を中心に非常に速く回転する。しかし、この回転に加えて、通常は別の動きもあり、そのためペグトップの軸は一定の方向に留まらず、垂直線を中心に円錐形の軌道を描いて動く。隣の図（図101）はペグトップの様子を示している。もちろん、ペグトップは自転軸を中心に非常に速く回転しており、同時にその軸自体も回転している。

非常にゆっくりとした動きで、垂直線の周りを回転する。もし、1日に1回自転する巨大な回転盤を想像してみると、その軸が垂直線から23.5度の角度で傾いており、その軸のゆっくりとした円錐形の動きによって1回の自転が約26,000年かかるとしたら、その動きは実際に地球が示す動きに似てくる。この回転盤の例は、実際の歳差現象に非常によく似ている。どちらの場合も、軸周りの回転速度は軸自体の公転速度よりはるかに速く、またどちらの場合もそのゆっくりとした動きは外部からの干渉によるものである。回転盤の図（図101）を見ると、「なぜ倒れないのか？」という疑問が湧く。重力の影響からすれば、回転盤が図に示されている位置にあることは不可能に思える。しかし、回転している限りそれが可能であることは誰もが知っている。もし回転しなければ、当然倒れてしまう。したがって、回転盤の急速な回転が重力の影響を変化させ、重力が一見当然の結果を生み出す代わりに、軸のゆっくりとした円錐形の動きを引き起こすのである。これは間違いなく難しい力学上の問題だが、実験によってそれが事実であることを確認するのは容易である。もし回転する中心点が重心と一致するように回転盤を作れば、重力の影響はなく、円錐形の動きも観測されない。

もし地球が外部からの干渉を受けなければ、その回転軸の方向は永遠に一定であり続けるはずだ。しかし、軸の方向が一定でないため、観測される現象を生み出すのに十分な乱れの力を探す必要がある。私たちは常に、天文学上の力学現象は万有引力の法則によって説明できることを発見してきた。したがって、重力が歳差現象をどの程度説明できるかを調べるのは自然なことであり、最も単純な形で考えるために、遠方の引力源が地球の回転に与える影響を検討してみよう。

この問題に答えるためには、地球とは何を意味するのかを正確に定義する必要がある。天文学上のほとんどの目的においては地球を球形の球体と見なすので、まずはこの仮定から始めることにする。また、地球の内部は全体的に外側の部分よりも重いというのも確かなようだ。したがって、深く潜るにつれて密度が増加していくと仮定するのは理にかなっている。中心から同じ距離にある他の場所よりも地球のある部分の方がはるかに重いと考える十分な根拠もない。そのため、このような計算では通常、地球が一様な密度を持つ同心球状の殻から構成されており、各殻から外側の殻へ向かって密度が減少していくと仮定するのが一般的である。

このような構造を持つ球体が何らかの外部物体の引力にさらされたとき、その外部物体がもたらしうる効果を検討してみよう。例えば、太陽がこの性質を持つ球体を引き寄せるとしたら、どのような運動が生じるだろうか？最初に最も明らかな結果は、すでに何度も議論してきたものであり、ケプラーの法則によって表現される。すなわち、その引力によって地球は太陽を焦点とする楕円軌道を描いて太陽の周りを公転することになる。しかし、今はこの運動については考えない。ここで問題とすべきは、太陽の引力が地球の自転軸周りの回転をどの程度変化させうるかという点である。太陽の引力では、このような構造を持つ地球の回転を乱すことはできないことが証明できる。これは数学的計算によって形式的に証明可能な結果である。しかし、対称的な球体上のどんな遠方の点からの引力も必ずその球体の中心を通過するということは十分に明らかである。そして太陽もまた、無数の引力源が集まった巨大な集合体に過ぎないため、それに応じた多数の引力を生み出すだけであり、これらの力はそれぞれ地球の中心を通過する。したがって、これらすべての力の総合的な結果を表す合力もまた地球の中心を通る方向になる。このような性質の力は、他にどんな強力な影響を持とうとも、地球の回転に影響を与えることはできない。もし地球が軸の周りを回転しているなら、その軸の方向は常に保たれる。つまり、地球が太陽の周りを公転しても、常に自分自身に平行な軸の周りを回転し続けるのである。また、他のどんな天体による地球への引力も、太陽の引力よりも効果的であるとは言えない。もし地球が本当に私たちが想定したような対称的な球体であるなら、太陽や月の引力、さらにはすべての惑星の影響でさえも、地球の回転軸を元の方向から1秒たりとも逸らすことは決してできないだろう。

こうして、「進行」の原因を探す範囲は非常に狭くなった。もし地球が完璧な球体であるなら、進行は説明不可能である。したがって、我々は別の説明を探さざるを得ないのである。

地球が完璧な球体ではないという事実による進行運動です。これはすでにその通りであることを証明しました。地球の赤道軸は極軸よりも長く、そのため赤道を取り巻く隆起した領域が存在します。外部天体の引力はこの隆起部分を捉え、それによって地球の自転軸の方向を変えさせるのです。

宇宙において、地球の自転軸の進行運動に実質的に影響を与える天体は太陽と月のみです。太陽と月がこの作用に果たす割合は、この問題を軽率に見た場合に予想されるものとは異なります。これは非常に重要な重力理論上の点を示しているため、詳しく検討する価値があります。

万有引力の法則によれば、ある天体が及ぼす引力の強さは、その天体の質量に正比例し、引力を受ける点からの距離の二乗に反比例します。したがって、太陽と月が地球に及ぼす引力を比較することができます。太陽の質量は月の質量の約26,000,000対1の比率で大きいです。一方、月は平均して太陽からの距離の約386分の1の位置にあります。したがって、太陽の地球への引力の効果が月の引力の約175倍であることは簡単に計算できます。だからこそ、地球は当然ながら極めて重要な太陽の引力に従い、月を付随物として太陽の周りを楕円軌道で公転するのです。

しかし、進行運動を引き起こすことができる引力の特定の効果について考えると、引力を及ぼす天体の効果を計算する法則は異なる形をとります。この場合、効果の尺度はその天体の質量を距離の立方で割ることによって求められます。この主張の完全な証明は数学の公式の中に求めなければならず、ここに記述することはできません。ただし、

読者がこの原理をある程度理解できるようにするための一つの考慮事項を挙げるが、これはその正確性を証明するものではない。妨げとなる天体が地球に近づくほど、赤道付近の突起によって生じる「レバレッジ」（この表現を使ってもよい）が大きくなることは明らかだ。したがって、単にこの理由だけでも、与えられた力の効率は距離の逆比例関数として増加する。力自体の実際の強度は距離の二乗の逆比例で増加するため、二つの理由から、距離が短くなると引力を持つ天体が進行運動を引き起こす能力も増加する。例えば、妨げとなる天体を元の距離の半分まで近づけた場合、レバレッジは2倍になり、一方重力の法則によって力の実際の強度は同時に4倍になる。したがって、後者の場合に生じる効果は前者の場合の8倍になるはずだ。そしてこれは、進行運動を引き起こす天体の能力が距離の立方の逆比例で変化するという述べ方と等価である。

まさにこの考慮事項によって、月は単なる引力のみでは持ち得なかった進行運動を引き起こす要因として重要視されるのである。太陽の質量は月の質量の26,000,000倍もあるにもかかわらず、この数値を両天体間の距離の相対値の立方（386）で割ると、月の効率が太陽のそれの2倍以上であることがわかる。言い換えれば、進行運動の動きの3分の1は太陽によるもので、3分の2は月によるものだと言える。

太陽と月が同時に作用することによる共同の進行運動効果を研究するためには、両天体が別々に生み出す効果を考えることが有益であり、太陽の場合の方が2つのうちより単純であるため、まずそれから取り上げる。地球が年間を通じて太陽の周りを公転する際、地球の軸は黄道の極から23½°離れた天球上の一点を向いている。進行運動

太陽の影響によって、地球の極が回転し、常に黄道の極から同じ角度距離を保つことになる。これにより、図に示されているような運動が生じるのである。現在の目的上、黄道は空間内で固定された位置にあると見なすことができるため、黄道の極は天球上の固定点となる。したがって、地球の極の軌道は、周囲の恒星に対して位置が固定された小さな円とならざるを得ない。これは、ピン止めされた円盤の運動と全く同様のものである。円盤に働く地球の重力が、それを円錐形の運動へと追いやるのである。重力の直接的な影響は、円盤の急速な回転によって変化され、深遠な力学の法則に従って、円盤の軸は落下するのではなく円錐形の軌道を描いて回転するのである。同様に、太陽の引力が赤道付近の突起に及ぼす直接的な影響は、地球の軸の極を黄道の極に向かわせるはずだが、地球の急速な自転によってこれが歳差運動という円錐形の運動へと変化するのである。

月の場合は状況がはるかに複雑である。月は地球の周りを一定の軌道で公転しており、その軌道は特定の平面内にあり、その平面には当然天球上に特定の極が存在する。したがって、月の歳差作用によって、地球の軸の極は、月の軌道の極である天球上の点の周りを円を描くように動く傾向にある。この点は黄道の極から約5度離れている。したがって、地球の極は二つの異なる運動の影響を受ける――一つは黄道の極の周りを回転する運動、もう一つは5度離れた別の点、すなわち月の軌道の極の周りを回転する運動である。この二つの運動によって、地球の極は何らかの合成運動を行うように思える。実際そうなのだが、最初はほとんど逆説的に思える点に非常に注意深く目を向ける必要がある。私たちは、歳差運動を引き起こす力としての月の影響力が太陽のそれを上回ることを示した。したがって、地球の極の合成運動もそれに従うと考えられるかもしれない。

月の軌道面の極を中心とした回転に近く、黄道の極を中心とした回転よりもそうであるが、実際にはそうではない。図に示されているように、歳差運動は黄道の極を中心とした公転によって表される。ここに、自然の最も微妙な現象を明らかにすることで私たちを喜ばせる、優れた天文学的発見の一つの種がある。

月が公転する平面は一定の位置に留まっていない。ここでは月の軌道面のこの変化の原因について特に論じるわけではないが、その運動の性質については述べておかなければならない。この平面が黄道に対して持つ傾きは約5°であり、この傾きは（ごく狭い範囲内での変動を除き）変わらない。しかし、二つの平面が交わる線は変化し、実際には非常に速く変化するため、約18又2/3年で1周する。月の軌道面のこのような運動により、その極の位置も相応に変化する必要がある。したがって、月の軌道の極は実際には黄道の極を中心として回転しており、常に5°という同じ距離を保ちながら、18又2/3年で1周を完了するのである。従って、太陽と月が地球に及ぼす影響における歳差効果には大きな違いがあることは明らかだろう。太陽は地球の極を固定された中心を中心とした円を描かせるが、月は地球の極を、自らが絶えず動いている中心を中心とした円を描かせるのである。幸いなことに、この場合の状況は問題の複雑さを大幅に軽減するものである。月の軌道面の運動は約18又2/3年しかかからないが、全体の歳差運動が約26,000年かかることを考えると、これは非常に速い運動である。したがって、地球の軸がその壮大な円錐形の軌道を1周する間に、月の軌道面の極は約1,400回回転していることになる。そして、この極が実際に描くのは半径5°の比較的小さな円錐形に過ぎないため、まずはその平均的な位置を用いることができるが、この平均値は

もちろん、その位置とは描かれる円の中心、つまり黄道の極である。

このようにして、月の平均的な歳差運動は太陽のそれと相まって、黄道の極を中心とした回転を生み出すことがわかる。地球の自転軸の動きにおける大きな現象は、極が円形の軌道を均一に回転することによって説明されるが、地球の自転軸の軌跡を詳しく調べてみると、全体的には円に沿っているものの、実際には時に円の内側、時に外側を描く曲線を描いていることがわかる。この微妙な動きは、月の軌道の極の位置が絶えず変化することに起因する。これらの振動の周期は18又2/3年であり、これは月の節点の公転周期と完全に一致している。極が円から離れる距離はわずか約9.2秒角程度であり、これは球体の半径の2万分の1にも満たない量である。この「章動」と呼ばれる現象は、1747年にブラッドリーによる優れた望遠鏡を用いた研究によって発見された。この問題の理論的意義や必要とされる観測の精緻さを考えれば、ベッセルによって「比類なき者」と称されたブラッドリーのこの業績は、天文学的才能の傑作の一つである。

歳差や章動といった現象は、地球自体の動きに依存しており、地球内部の自転軸の動きには依存しない。したがって、地球上の任意の場所が北極または南極からどれだけ離れているかという距離は、これらの現象によって影響を受けない。ある場所の緯度とは、その場所が地球の赤道からどれだけ離れているかという距離であり、この値は26,000年という長い歳差周期の間も変わらない。しかし、ここ数年の間に、緯度が数十秒角というごく小さな周期的な変化を受けることが明らかになった。これは1880年頃にベルリンのキュストナー博士によって初めて指摘され、過去数年間に様々な天文台で行われたすべての観測データを巧みに分析したボストンのチャンドラー博士によって証明された。

地球上のあらゆる点の緯度は二重の振動を起こしており、一方の周期は427日、もう一方は約1年で、それぞれの平均振幅は0.14度である。言い換えれば、地球の自転軸の延長線上に位置する北極地域の地点も絶対的に固定されているわけではない。仮想軸の端は複雑な様式で動き回るが、常にその平均位置から数ヤード以内にとどまっている。この驚くべき発見は、正確な緯度情報に依存する多くの天文学的研究に新たな精度をもたらすという点で価値があるだけでなく、理論的な検討によれば、この変動の周期は地球が完全に剛体であるという前提とは矛盾する。この前提は他の面でも成り立たないことが判明しているが、チャンドラー博士の発見によってこの見解が裏付けられたことは非常に重要である。

第XXV章　光の屈折
恒星の実際の運動と見かけ上の運動――それらを区別する方法――
屈折は恒星の位置に応じて様々な効果を生み出す――黄道の極――屈折により恒星は位置に応じて円、楕円、または直線上を動いているように見える――すべての楕円において長軸の長さは等しい――この運動はどのように説明されるのか？――年周視差との違いは何か――地球の運行軌道の頂点――これを光速によってどのように説明するのか――光の屈折によって太陽系の規模を測定する方法。

本章では、天文学のいくつかの根本的な真理を力強く示してくれる、非常に興味深い発見について述べる。その説明は自然と二つの部分に分かれる。第一部分ではまずこの現象の性質を記述し、次に光の性質によって与えられる極めて巧妙な説明を示す。屈折の望遠鏡による発見およびその説明は、共に偉大なブラッドリーによるものである。

天文学で頻繁に使われる「固定星」という表現は、非常に限定的な意味で理解されるべきである。確かに、粗い観測においては恒星はその位置に安定している。星座の形も何世紀にもわたって変わらず、惑星の絶え間ない動きと対照的に、恒星を「固定星」と呼ぶのは適切である。しかし、本書を通じて私たちは何度も、「固定星」という表現が微小な量を考慮する場合には正確ではないことを示してきた。現代の精密な測定器具を用いれば、これらの微小な量の多くが感知可能となり、天文学的研究において常に考慮しなければならない。恒星の運動は大きく二つのカテゴリーに分けられる：実際の運動と見かけ上の運動である。恒星の自己運動や二重星の公転運動が、これらの天体の実際の運動を構成する。

これらの運動は各恒星に特有のものであり、天球上で近くにある二つの恒星であっても、それらが持つ実際の運動においては大きく異なることがある。確かに、ある領域にある恒星들が共通の運動を示す場合もある。この現象には、特定の群れに属する複数の恒星が共有する実際の運動の痕跡が見られる。しかし、この例外を除けば、恒星の実際の運動は何ら体系的な法則に支配されていないようであり、速く動く恒星들は天球上に無秩序に散在している。

恒星の見かけ上の運動は性質が異なり、各恒星の運動は天球上で占める位置によって決定される。この方法によって、恒星の実際の運動と見かけ上の運動を区別し、両者の性質を調べることができる。

本章では見かけ上の運動のみを扱い、それには歳差、章動、視差によるものの三種類がある。これらの見かけ上の運動はそれぞれ固有の法則に従うため、全体の見かけ上の運動を分析し、歳差、章動、視差がそれぞれどの程度寄与しているかを明らかにすることが可能になる。これにより、視差が見かけ上の位置変化の唯一の要因であるかのようにその効果を完全に分離することができ、数学的計算と天文観測を組み合わせることで、他の運動の影響を受けていないかのように視差の効果を明確に研究することができる。

視差の現象にのみ注目し、天球上の異なる領域にある恒星に対するその特有の効果を記述することで、視差の効果がどのような法則に従って現れるかを明らかにする。このステップを踏んだ後であれば、光速に依存するこれらの法則について素晴らしい説明を与えることができるだろう。

天球上のある特定の領域では、視差の効果は他のどこにも見られないほど単純な形をしている。この領域は

黄道の極にある天龍座において、この極またはその近傍では、各恒星が視差のために天球上で円を描く。この円は非常に小さく、月の面積に相当する領域を形成するには約2,000個の円が必要となる。通常の天文学的表現を用いれば、この小円の直径は約40.9秒角であると言える。これは肉眼ではごく小さい値に思えるが、現在の望遠鏡による観測技術では実際には非常に大きな意味を持つ。それは感知可能なだけでなく、全体の100分の1の精度で測定することもでき、その精度には疑いの余地すらない。また、各恒星がその小円を描く周期も全く同じであり、その周期は1年、つまり地球が太陽の周りを公転する時間である。この領域にあるすべての恒星、大きなものでも小さなものでも、単独のものでも二重星でも、白色のものでも有色のものでも、それぞれに対応する円の大きさはすべて同じであり、描かれる時間も同じであることがわかっている。これだけでも、この現象の原因が恒星自体にあるはずがないことは明らかである。あらゆる等級や距離の恒星におけるこの一致は、より単純な説明を要求する。

異なる領域にある恒星をさらに調べることで、この問題に新たな光が当てられる。黄道の極から離れていくにつれても、各恒星は先ほど考えた恒星들と同様の年間運動を示すことがわかる。しかし一方で、一つ違いがある。恒星の見かけ上の軌道はもはや円ではなく、楕円となっている。ただし、恒星が黄道の極から遠く離れるほど楕円の離心率が大きくなるという単純な法則によって、この楕円の形状や位置が決まっていることがすぐにわかった。極から同じ距離にある恒星の見かけ上の軌道は等しい離心率を持ち、楕円の軸のうち短い方は常に極に向けられ、長い方は当然ながらそれに垂直である。しかし、離心率がどれだけ大きくなっても長軸の長さは常に元の値を保つことがわかっている。それは常に約40.9秒角、つまり極自体における視差円の直径に等しいのである。さらに遠くへ進んでいくにつれて…

黄道の極を見ると、各恒星が描く軌道はますます離心率が高くなっていき、やがて黄道上の恒星を観察すると、その楕円はあまりにも細長くなって線状に平らになってしまっている。黄道上に位置する恒星は、40.9秒角の振幅で黄道に沿って往復運動を繰り返す。半年で一方への移動が完了し、残りの半年で再び元の位置に戻る。黄道の南側にある恒星に目を向けると、同じ一連の変化が逆の順序で起こっているのがわかる。実際には線形だった楕円は、長軸の長さは変わらないまま徐々に幅が広がり、やがて黄道の南極付近の恒星も、黄道の北極付近の恒星が描く軌道と同じ円を描くようになる。

これらすべての楕円の長軸の長さが等しいという事実は、さらなる単純化を示唆している。黄道の極にある恒星であれ他の場所にある恒星であれ、すべてが完全な円形の軌道を描き、これらの円は大きさだけでなく、すべて黄道面に平行であると仮定してみよう。この単純な仮定であれば観測される事実を説明できることは容易にわかる。もちろん、黄道の極にある恒星はその円を私たちの方に向けて描くため、円形の軌道を描いているのが見える。しかし、黄道の極から遠く離れた恒星の円形の軌道は、やや斜めからしか見えないため、実際に観測される軌道は楕円形になる。この仮定に基づけば、その楕円率を計算することもでき、それが観測される楕円率と一致することがわかる。最後に、実際に黄道上を動いている恒星を観察すると、それらが描く円も斜めからしか見えず、したがって恒星は見かけ上線形の運動しかしていないように見える。このように、観測されるすべての現象は、天にある何百万もの恒星が毎年一度ずつ円形の軌道を描き、その恒星が遠くにあろうと近くにあろうと、その円の見かけ上の直径は常に同じであり、常に黄道面に平行な平面内にあるという仮定と完全に一致している。

私たちは今、観測された事実を、このように体系的な運動の原因を探求できる形に整理しました。なぜ各恒星は小さな円形の軌道を描くように見えるのか？なぜその軌道は黄道に平行なのか？なぜちょうど12ヶ月で一周するのか？ここで私たちはすぐに地球の太陽周回運動を思い浮かべます。その運動は黄道上で起こり、1年で一周します。これらの一致はあまりにも明らかであり、私たちはほとんど必然的に、恒星のこの見かけ上の運動と地球の年間の太陽周回運動とを何らかの形で結びつけざるを得ないと感じます。もしそのような関連性がなければ、すべての円の平面が黄道に平行であることや、各恒星がその軌道を一周する時間が地球の太陽周回時間と等しいことは、極めてあり得ないことになります。これら二つの条件が満たされているため、その関連性の可能性はほぼ無限大に高まります。

そこで重要な疑問が生じます。なぜ地球の太陽周回運動が、この普遍的な恒星運動とこれほど顕著な形で関連しているのか、ということです。ここには注意し、却下すべき明らかな点が一つあります。前章では恒星の年周視差という重要な問題について論じ、年周視差のために各恒星が楕円を描くことを示しました。さらに、これらの楕円が実際には黄道に平行な円であることも証明できるため、ブラッドリーが発見した現象の原因は年周視差にあると安易に考えることができます。しかし、一つの事情がこの考えを覆します。年周視差によって恒星が描く円の大きさは、その恒星までの距離に依存するため、異なる恒星によって描かれる円の大きさもまた異なり、それは各恒星の距離の違いに対応しています。しかし、光行差の現象は、恒星の距離に関係なく、各恒星の円形の軌道の大きさが一定であることを明確に示しており、したがって年周視差では十分な説明にはなりません。また、年周視差によって生じる恒星の運動は、光行差による運動よりもはるかに小さいことにも注目すべきです。円形の軌道を描く恒星は知られていません。

年周視差による軌道の直径は、屈折によって生じる円の直径の20分の1に過ぎない。実際、ほとんどの場合、恒星の視差という量は全く無視できるほど小さい。

しかし、視差による軌道と屈折による軌道の間には、それよりもさらに重大で、到底克服不可能な違いがある。簡単のため、黄道の極近くに位置する恒星を考えてみよう。そうすれば、視差現象であれ屈折現象であれ、その恒星は毎年円を描いて回っているように見える。地球が回転するにつれて、その恒星も回転しているように見え、したがって地球の軌道上の各位置には、その恒星の円上の特定の位置が対応する。もしその運動が年周視差に起因するのであれば、地球がどの位置にあっても恒星がどこにあるかは容易にわかる。しかし、ブラッドリーが発見した運動においては、恒星は視差が示す位置には決してなく、実際にはその位置から小円の周長の4分の1だけ離れた場所にあることがわかった。

屈折による恒星の位置を求めるための簡単な規則がある。楕円の中心から、その瞬間に地球が移動している方向に平行な半径を引けば、その半径の端点が、その恒星が存在する楕円上の点となる。あらゆる季節、あらゆる恒星についてこの法則を検証してみると、常に成り立つことがわかり、この法則によって我々はこの現象の真の説明に到達することができる。

屈折の効果をやや異なる方法で述べることもでき、それによってこの現象が地球の軌道上での運動とどのように関連しているかがさらに明確になる。地球が太陽の周りを年間をかけて公転する際、その瞬間の地球の運動は黄道上の特定の点を目指していると見なすことができる。日々、あるいは時々刻々と、その点は黄道を沿って徐々に移動し、1年で一周を完了する。しかし、どの瞬間においても、地球の運動は常に天球上の特定の点を目指している。実際、それは、もしその瞬間に太陽の引力がなくなったとしても地球が絶えず向かって進むであろう天球上の点である。この点は、非常に密接に関連している。

収差という現象です。実際、収差とは、各恒星をその平均位置から、いわゆる「地球の道の頂点」へと引っ張ることに他なりません。また、観測によっても、収差の大きさがその頂点からの距離に依存することが示されます。黄道上に位置する恒星の場合、頂点がその恒星と一致するときには、収差によって平均位置から全くずれることはありません。頂点から10°離れたすべての恒星は、同じ量だけずれ、しかもすべて頂点に向かってずれます。頂点から20°離れた恒星は、やはり同じ方向、つまり正確に頂点に向かってですが、より大きな程度でずれます。そして、同じ距離にあるすべての恒星は、同じ量だけずれます。このように頂点から出発していくと、そこから90°離れた恒星に到達します。ここではずれの量が最大となります。各恒星は平均位置から約20秒角ほどずれますが、いずれの場合も、恒星が平均位置からずれる方向は常に地球の道の頂点に向かっているという法則が守られます。こうして、私たちは収差という現象について二つの異なる説明を与えました。一つ目では、恒星が微小な円形の軌道を描くと考えるのが便利です。もう一つ目では、収差を単に、特定の法則に従って恒星が平均位置からずれることと見なしています。これらの説明は矛盾しているわけではなく、実際には幾何学的に等価です。しかし、後者の方がより完璧であると言えます。なぜなら、それは特定の瞬間に特定の恒星が収差によってどの方向に、どの程度ずれるかを完全に示しているからです。

問題は今や非常に明確な形に絞られました。では、なぜ各恒星が地球が進んでいる方向へと近づいていくように見えるのでしょうか？その答えは、望遠鏡で恒星を観測する際の状況を詳しく調べることによって明らかになります。

恒星からの光線は望遠鏡の対物レンズに当たります。これらの光線は平行であり、対物レンズを通過した後、装置の眼側付近の焦点に向かって集束します。まず、望遠鏡が静止していると仮定しましょう。その場合、望遠鏡を直接その恒星に向けると、光線は視野の中心点に向かって集束します。

交差する2本の線が設置されており、その交点が望遠鏡の軸を定める。しかし、光が対物レンズを通過した後に望遠鏡が動けば状況は変わる。管内の光線は以前と同様に直線的な軌道をたどり、依然として同じ正確な点で焦点を結ぶ。だが望遠鏡が動いたため、当然その交差する2本の線も一緒に動き、もはや最初の位置にはない。その結果、星の像もこれらの線の交点と一致しなくなる。

望遠鏡の動きは地球との結合に起因する。地球が毎秒18マイルの速さで移動するため、望遠鏡も必然的にこの速度で移動するのだ。光が対物レンズから接眼レンズまで到達するのに必要な信じられないほど短い時間では、望遠鏡の位置の変化はごくわずかで感知できないと最初は思われるかもしれない。例えば、星が黄道の極付近にあると仮定すると、地球の回転によって望遠鏡はその長さに垂直な方向に移動する。もし装置の管の長さが約20フィートなら、光が管内を進む間に地球の動きによって望遠鏡は約1/40インチほど移動することが容易に証明できる。[42] これは接眼レンズの拡大機能を使えば非常に明確に測定可能な量であり、したがって星の位置のずれもかなり顕著である。したがって、星を装置の中心に表示したい場合、地球が静止している場合とは異なり、望遠鏡を直接星に向けるのではなく、星の実際の位置より少し先に向ける必要がある。そして、星の見かけ上の位置は望遠鏡の向きによって決まるため、地球の動きによって星の見かけ上の位置も変化するのである。

星の位置の変化のあらゆる状況も、この方法ですべて説明することができる。例えば、各星が描くように見える小さな円形の軌道を考えてみよう。簡単のため、黄道の極にある星だけを取り上げる。望遠鏡が真にその星に向けられていると仮定しよう。

星の位置について言えば、先に示したように、その星の像は交差するワイヤーから1/40インチの距離にあることになる。この距離は一定のままだが、毎夜星が交差するワイヤーから見た方向は変わり、1年を通じて円を描いて元の位置に戻ってくる。他の星に関する計算についてはここでは詳述しないが、地球の運動がこれらの現象を説明するのに十分であることが分かっており、これによって光の屈折という理論が証明されるのである。

最も興味深く重要な点に触れておきたい。屈折の大きさは天文学的観測によって測定できることが分かった。この屈折量は光の速度や地球の運動速度に依存する。光の速度は第12章で既に説明したように、独立した測定によって求めることができる。したがって、測定された光の速度と組み合わせると測定値と一致する地球の速度が何であるかを計算することが可能になる。地球の速度がこれによって明らかになり、1年の長さも分かっていれば、地球の軌道の周囲長、ひいては半径、すなわち地球から太陽までの距離を容易に求めることができる。

これは実に驚くべき結果であり、科学の様々な現象がいかに深く絡み合っているかを示している。私たちは実験室で実験を行い光の速度を測定し、恒星を観測して屈折を測定する。これらの結果を組み合わせることで、地球から太陽までの距離を導き出すのである！この太陽距離を求める方法は非常に優雅で、ある程度の精度も持っているが、この重要な定数を導き出すための完全に疑いの余地のない方法としては信頼できない。完璧な方法というのは単なる測量に基づいていなければならず、複雑な物理的考察を含むべきではない。しかし、ブラッドリーによる屈折の発見は極めて喜ばしく美しい成果であると考えざるを得ない。

実際の天文学における計算を大幅に改善するだけでなく、最も興味深いいくつかの物理現象を結びつけるのである。

第XXVI章　熱の天文学的意義
熱と天文学――熱の分布――地球内における熱の存在――他の天体における熱――温度の多様性――冷却の法則――太陽の熱――その温度は測定可能か？――太陽の質量と関連する放射――太陽は自らのエネルギーを使い果たしつつあるのか？――顕著な変化は起きていない――太陽の熱の変化に関する地質学的証拠は疑わしい――太陽の冷却――太陽は単なる白熱した固体が冷却しているだけではない――燃焼ではこの現象は説明できない――一部の熱は隕石物質から得られるが、これだけでは太陽の熱を維持するには不十分である――加熱されたガス球の収縮――一見矛盾しているように思えるが――エネルギーの法則――星雲説――この説を裏付ける証拠――星雲説を裏付ける恒星観測上の証拠――ハーシェルの恒星集合に関する見解――星雲は我々の観測範囲内では変化を示さない。

天文学に関する著作の一部が本章の冒頭にあるタイトルを持つというのは、読者の中には異例に思えるか、あるいは実際に不適切だと感じる人もいるかもしれない。熱というのは単なる実験物理学の問題に過ぎないのではないか、と言えるだろう。それがどうして天体やその運動に関する論考に正当に取り入れられるのか？かつてこうした反論にどれほどの重みがあったとしても、今では考慮する必要はない。最近の熱に関する研究により、熱が天文学において重要な役割を果たすだけでなく、宇宙が現在の姿に形作られる上で実際に主要な要因の一つであったことが明らかになっている。今日では、熱の法則とそれに基づく天文学的結果との間の驚くべき関連性について何らかの説明がなければ、天文学に関する著作は完結したとは言えない。

惑星の運動やケプラーの法則について論じるとき、また月の運動や恒星の自己運動、二重星の公転について論じるとき、我々は扱っている天体が剛体粒子であるという前提のもとで議論を進める。そして問題は……

これらの粒子が高温か低温かということには、特別な意味はないようだ。惑星が高温であろうと低温であろうと、また太陽の熱度がどうであろうと、ケプラーの法則に従って惑星が公転するといった、私たちの宇宙系における通常の周期的現象は、無数の時代を通じて観測され続けるだろう。しかし、熱の法則がこれらの法則の定式化にある種の修正をもたらすことは認めざるを得ない。熱の影響は即座には感知できないかもしれないが、それらは確実に存在し、絶えず作用しており、時間が経つにつれて宇宙全体に最も大きな変化をもたらすのに十分な力となる。

熱にその力を与える、私たちの宇宙系の状況を簡単に振り返ってみよう。まず地球を見てみよう。現在、少なくとも表面においては、内部に熱を持たない天体のように思われる。しかし、より詳しく調べればこの考えは払拭される。火山や間欠泉、温泉といった現象があり、これらは地球の内部に、表面で見られるものよりはるかに強い熱が存在していることを示している。これらの現象は地球のさまざまな地域で見られる。その起源は疑いなく多くの不明点を含んでいるが、それでもこれらが巨大な熱源を示していることを否定する者はいない。実際、地球の深部の至る所に熱が存在しているようだ。深い鉱山に温度計を下ろしてみると、表面よりも高い温度が記録される。深く潜るほど温度は上昇し、もし同じ割合で、人間が到達できない地球の深部まで進んでいった場合、地表から20〜30マイル下では赤熱した鉄と同じくらいの温度になるはずだ。

他の天体においても、現在または過去に熱が存在したことの豊富な証拠が見られる。既に述べたように、月はかつて非常に高温だったことが明らかな典型的な例である。その表面にある異常な火山々が、これを疑う余地なく示している。同様に、これらの火山は何世紀にもわたって活動を停止しており、月の内部状態がどうであれ、表面は今や冷え切っている。さらに視野を広げて大きな惑星들を見てみると…

木星や土星は、依然として地球が保持している温度をはるかに上回る高温を持っていることの証拠である。一方、太陽を見ると、それは眩いほどに輝き、私たちの最も強力な炉では決して再現できないほどの熱量で光っている。様々な恒星もまた、太陽と同様に熱によって光っている。そして星雲の中には、そこに熱が存在すると仮定しなければその存在を理解することすら難しい天体がある。

宇宙に存在するさまざまな天体をこのように簡単に概観するだけで、一つの結論が明らかになる。宇宙内の個々の天体の実際の温度については大いに疑問を抱くかもしれないが、異なる天体間には広範囲にわたる温度差が存在することは疑いようがない。一部の天体は他のものよりも高温である。星や太陽はおそらく最も高温な天体だろうが、私たちには見えず、間接的かつ偶然的な方法でのみその存在が明らかになる、冷たく暗い宇宙の天体の数が、これらよりもはるかに多い可能性も否定できない。

冷却の法則によれば、すべての天体は熱を放射し、その天体の温度が周囲の環境に比べて高くなるほど放射される熱の量も増加する。この法則は普遍的なもののようであり、地球上でも成り立っている。したがって宇宙にある他のすべての天体でも同様に成り立つはずだ。このようにして、各惑星や各恒星は絶え間なくあらゆる方向に熱の流れを放出しているのである。この熱の放射は非常に重大な結果をもたらす。例えば太陽の場合を通して、それらを考察してみよう。

私たちの偉大な光源である太陽は、あらゆる方向に絶え間なく熱を放射している。その熱のごくわずかな部分が地球に届き、それが直接的または間接的に、地球上のあらゆる生命やほぼすべての動きの源となっている。太陽のように熱を放出するためには、その温度が極めて高くなければならない。そして、その温度が実際にどれほどかを推定するのに役立つ事実もいくつかある。

太陽の実際の温度を数値で表すことは困難である。その温度の強度は、人為的に生み出される最も高い熱さをはるかに上回っており、そのような推定値を数字で表そうとする試みは必然的に非常に不安定なものとなる。しかし、人為的に生み出される最も高い温度を約4,000華氏度と仮定するならば、太陽の有効温度を約14,000華氏度とするのがおそらく真実にかなり近いだろう。これはウィルソン氏とグレイ氏による最近の研究結果であり、かなり信頼に値するものと思われる。

太陽からの大量の熱の放出は、その極めて高い温度に対応している。熱の量を様々な方法で表すことはできるが、こうした測定には依然としてかなりの不確実性が伴うことを忘れてはならない。氷が溶ける量を測って熱を算出する古い方法を例に挙げることができる。太陽全体を囲む厚さ43.5フィートの氷の殻は、下からの太陽の熱によって1分間で溶けてしまうと計算されている。ジョン・ハーシェル卿もより洗練された例を示しており、直径45マイルの円筒形の氷河が光速で絶えず太陽の中に流れ込んでいく場合、その氷河の先端は進む速度と同じ速さで溶けてしまうと述べている。太陽表面の1平方フィートから放出される熱の量は、1日に16トンの石炭が燃焼して生み出される熱量に相当する。実際、この熱量を適切に仕事に変換すれば、数百馬力のエンジンを1年間ずっと動かし続けることができるだろう。太陽上のわずか数エーカーから放射される熱量だけでも、世界中のすべての蒸気機関を動かすのに十分である。太陽表面の1平方フィートあたりから放射される膨大な熱量を考え、さらに太陽の驚異的な大きさを加味すると、実際に消費される熱量がいかに巨大であるか、想像力では到底理解しきれない。

太陽が莫大な量の熱を放出していることを考えると、地球とその住民にとって極めて重要な疑問が浮かんでくる。私たちは時刻ごとに太陽の素晴らしい恵みによって生きているのである。

したがって、彼の恵みが続くために私たちがどのような保証を持っているのかを知ることは重要だ。毎時間刻々と変化する太陽の熱の激しい増減を目の当たりにすると、この偉大な光源がそのエネルギーを使い果たしつつあるのではないかと疑問に思わずにはいられない。もしそうだとしたら、将来の見通しはどうなるのか？この問いには部分的に答えることができる。このテーマ全体は実に興味深く、現代科学思想の精神に満ちている。

この問題を検討する最初の試みとしては、得られる事実に頼るしかない。太陽に衰えの兆候が見られるかどうかを知りたいのだ。今日の日差しや明るさは、昨年、10年前、100年前と同じなのだろうか？正確な記録が始まって以来、何の変化も見られない。もし過去2000年間で太陽の熱に顕著な変化があったなら、植物や動物の分布にもそれに応じた変化があるはずだが、そのような変化は検出されていない。古代ギリシャや古代ローマの気候が、今日私たちが知っているギリシャやローマの気候と大きく異なっていたと考える理由もない。ブドウやオリーブは2000年前と同じ場所で今も育っている。

しかし、この論拠に過度な重視を置くべきではない。なぜなら、太陽の熱のわずかな変化の影響は、栽培植物という適応力の高い生物の適応によって相殺されていた可能性があるからだ。私たちが確実に結論づけられるのは、歴史的な時代を通じて太陽の熱に顕著な変化は起こっていないということだけだ。しかし、もっと古い時代を振り返ると、地球の気候が大きく変化したという多くの証拠が見つかる。この点に関しては地質学的記録を誤解することはほとんど不可能だ。しかし興味深いことに、これらの変化は太陽の放射能が徐々に減少したことによって生じたものとは思えない。確かに、非常に古い時代には地球の気候が現在よりもはるかに温暖だったという証拠がある。石炭紀という時代があり、その頃の北極圏の気温はほぼ熱帯並みだったに違いない。しかし、これを太陽の力が当時ははるかに強かったという証拠として挙げるのは難しい。なぜなら、すぐに氷河時代のことを思い出すからだ。

温帯地域は、現在の北グリーンランドと同様に、厚い固い氷に覆われていた。石炭を生み出した植生が存在したことを説明するために太陽が現在よりも高温だったと仮定するならば、氷河時代を説明するためには太陽が現在よりも低温だったと仮定しなければならない。このような現象を太陽からの放射の変動によって説明するのは理にかなっていない。氷河時代の存在は、現在太陽が徐々に冷えつつあるという説を裏付けるために地質学を頼ることはできないことを示している。気候の地質学的な変動は、地球自体の変化やその軌道の変化によって引き起こされた可能性があるが、どのような原因によるものであれ、それらは私たちの太陽の過去の歴史についてほとんど何も教えてはくれない。

太陽の熱は無数の時代にわたって続いてきたが、太陽自身が実際に熱を生み出す力を持っているとは考えられない。私たちは、地球での実験を通じて得られた法則を、巨大な質量を持つ太陽にも適用しなければならない。この莫大なエネルギー供給に必要な熱はどこから来るのか？ここで、これまでに提唱されてきたさまざまな仮説を簡単に紹介しよう。

真っ赤に熱せられた鉄の球を二つ並べてみよう。大きな球と小さな球だ。両方とも同じ火から取り出されたもので、同じくらい熱く、どちらも冷却しているが、小さな球の方がより速く冷える。小さな球はすぐに暗くなるが、大きな球はまだ光を放ち、数分間はその状態が続く。球が大きければ大きいほど冷却に時間がかかる。そこで、太陽のような巨大な球体であれば、一度熱せられれば徐々に冷えていくが、その冷却には非常に長い時間がかかり、何千年、何百万年もの間、惑星系に光と熱を供給し続けるだろうと考えられた。しかし、この考えは数学的な検証に耐えられない。もし太陽の熱源がその高い温度以外にないのであれば、放射によって太陽は毎年数度ずつ冷えていくことになり、2000年も経てば太陽の熱は著しく低下するはずだ。しかし、そのような低下は実際には起こっていない。太陽の放射の源は、単なる発光体の冷却だけにはあるはずがない。

太陽の火は、私たちの炉で起こる燃焼と同様の過程によって維持されているのだろうか？ここには巨大な熱源があるように思えるが、数学的計算によってもこの仮定は否定される。もし太陽が固体の石炭でできており、その石炭が純粋な酸素の中で燃焼しているとしても、生じる熱量はわずか6,000年分しかない。大ピラミッドを建設した人々の時代に輝いていた太陽が、表面から中心まで固体の石炭でできていたとすれば、現在の熱消費率を維持するためには、今頃には大部分が燃え尽きているはずだ。したがって、発光による熱でも燃焼による熱でも不十分であるため、太陽の熱源は他に求めざるを得ない。

おそらく――実際、確実に――太陽の熱は外部の何らかの源から供給されているのだろう。この源については慎重に検討する必要があるが、おそらくそれはごく些細な補助的なものに過ぎないだろう。この見解によれば、太陽の熱は時折、宇宙塵が太陽の表面に衝突することによって追加されるのだ。そのような宇宙塵が太陽に衝突することに疑いはほとんどなく、もしそうならば太陽は何らかの熱を得るはずだ。地球では、宇宙塵によって熱が生じる様子を示す非常に興味深い例が存在する。流れ星の中には哲学的な意味合いさえ含まれている。これら無数の物体のうち、一部は私たちの大気圏に突入して消えていくが、他のものも同様に太陽に突入しているに違いない。また、流れ星が太陽の大気圏に突入する際には光と熱の閃光が伴うことも認められている。流れ星が地球の大気を通過する際に地球が得る熱はごくわずかだが、同じ原因によって太陽が得る熱はかなり大きいかもしれない――実際、太陽がこの源から再び活力を得る可能性さえ考えられている。

ここでもまた、この仮説の妥当性を評価するために、重さや測定といった客観的な原理を適用しなければならない。まず、太陽を維持するのに十分な量の宇宙塵が太陽に届く実際の重量を計算する。

現在の太陽の熱量を考えてみよう。必要となる物質の量はあまりにも巨大で、帝国単位では表現することができない。私たちは非常に大きな質量を扱わなければならないのだ。幸いなことに、月の重さは都合の良い単位となっている。直径2,000マイルもある巨大な球体である月が無数の破片に砕かれ、それらの破片が太陽に降り注ぐと想像してみよう。このような莫大な量の隕石が降り注げば、太陽が1年間に放つ放射エネルギーを上回るほどの熱が供給されることは間違いない。地球自体を取り上げ、それを粉々にしてその粉塵が大量に太陽に降り注ぐと仮定すれば、各破片は瞬時に大量の熱を放出し、全体としては現在の放射速度を維持するのに十分な熱がほぼ100年分も太陽に供給されるだろう。同じように木星の巨大な質量を扱った場合、木星の質量が地球の質量を上回る割合だけ、より大規模な隕石の雨が発生するだろう。もし木星が太陽に落下すれば、それだけで太陽系全体を焼き尽くすほどの熱が生じるだろう。一方、すべての惑星が協力して熱を生み出せば、適切に利用すれば太陽の放射エネルギーを45,000年間も供給できるだろう。

月は1年分の熱を、木星は30,000年分の熱を供給できるとしても、実際の問題は太陽系が太陽の熱を供給できるかどうかではなく、実際に供給できているかどうかだということを忘れてはならない。毎年、月の質量に相当する量の隕石が太陽に落下する可能性はあるのだろうか？これが本当の問題であり、私たちは否定的に答えざるを得ないと思う。1年間に太陽が捕捉できる隕石の量は、全量のごくわずかな割合に過ぎないことが示されている。したがって、もし毎年月の重さ分の隕石が捕捉されるのであれば、太陽系内を漂っている隕石物質の量は信じられないほど巨大でなければならない。その数はあまりにも多く、地球は絶え間なく隕石に襲われ、居住不可能なほどに加熱されるだろう。また、太陽の近傍に膨大な量の隕石物質が存在するという仮定を否定する他の理由もある。

太陽。このような物質は水星の運動にかなりの影響を与えるだろう。確かに、水星の運動にはまだ完全には説明されていない不規則性が存在するが、それらの不規則性は、太陽を支えるのに十分な量の隕石物質が存在する場合に比べればはるかに小さい。したがって天文学者たちは、隕石が太陽のエネルギー消費を補助する役割を果たすかもしれないが、その消費量の大部分は他の源泉から賄われなければならないと考えている。

現代科学の成果の一つは、この問題を解決し、途方もない放射にもかかわらず太陽がなぜ依然として一定の温度を保ち続けるのかを明らかにしたことである。この問題を説明するのは容易ではないが、その重要性は非常に高いため、私たちは試みるしかないのである。

宇宙空間にある巨大な加熱されたガス球を想像してみよう。これは全く根拠のない仮定ではない。実際、このような性質を持つ球体が存在し、それらはすでに「惑星状星雲」として言及されている。この球体は熱を放射するが、他の天体から受ける放射熱よりも多くの熱を放出していると仮定しよう。その結果、球体は熱を失うことになるが、必ずしも温度が下がるとは限らない。実際には逆のことが起こるのであり、これは一見すると矛盾しているように思えるが、熱の法則や気体の法則から必然的に導き出される結果なのである。

次に、球体の表面にあるガスの一部に注目しよう。もちろん、このガスは球体の他の部分全てに引き寄せられ、そのため球体の中心に向かって移動しようとする。平衡状態が保たれている限り、この傾向は下方のガス圧によって相殺されなければならない。したがって、重力が強ければ強いほど圧力も大きくなる。ガス球体が放射によって熱を失い、温度が下がると仮定しよう。温度が下がるとガスの圧力は低下するため、表面層の下の圧力も低下するが、重力は変わらない。その結果は…

必然的に、重力が圧力に打ち勝ち、ガスの球体はそれに応じて収縮することになる。しかし、この問題を別の観点から見ることもできる。熱はエネルギーに相当するため、球体が熱を放出するときにはエネルギーを消費しなければならない。球体のエネルギーの一部はその温度に起因するが、もう一つ、ある意味ではより重要な部分は粒子同士の間隔に起因するものである。粒子を互いに近づければ、間隔に起因するエネルギーは減少し、そうして解放されたエネルギーは熱の形を取ることになる。しかし、粒子を引き寄せるという行為自体が球体の収縮を伴う。

そして今、天文学において非常に重要な応用があるように思われる、注目すべき結果がある。球体が収縮すると、粒子間隔に起因するエネルギーの一部が熱に変わる。その熱は一部が放射されるが、収縮によって生じる速度ほど速くはない。その結果、球体は実際に熱を失い、収縮しているにもかかわらず、その温度は実際に上昇するのである。[43] 一見矛盾しているように思えるこの結果を示すには、簡単な例で十分だ。球体が収縮して直径が半分になったと仮定しよう。そして、質量内の任意の点にある1立方インチ分のガス状物質に注目しよう。収縮が起こると、立方体の各辺の長さは半インチになり、したがって体積は元の8分の1になる。気体の法則によれば、温度が変わらない限り圧力は体積に反比例して変化するため、その場合立方体内の内部圧力は8倍に増加するはずだ。しかし、先ほどの例のように、すべての粒子同士の距離が半分になると、粒子同士の間の重力も4倍に増加する。また面積も4分の1になるため、縮小した立方体内の圧力は16倍に増加するはずだ。しかし、既に見てきたように、温度が一定の場合は圧力は8倍しか増加しない。したがって、温度は一定であり得ず、収縮に伴って上昇せざるを得ないのである。

こうして、宇宙空間にある気体の球体が熱を放つために縮小していくにもかかわらず、実際には温度が上昇し続けるという、やや驚くべき結果が得られる。しかし、これは永遠に続くはずがないと言えるだろう。その気体塊がますます収縮し、温度もますます高くなり、失った分だけより多くの熱を放出し続けるのだろうか？このような状況の限界はどこにあるのか？物体が収縮するにつれて密度は上昇し、最終的には液体または固体になるか、少なくとも私たちが想定した純粋な気体の法則に従わなくなる。これらの法則が成り立たなくなれば、この議論は成り立たなくなり、熱の損失に伴って実際に温度も下がり、やがてその物体の温度は宇宙空間自体の温度にまで下がってしまう。

この論理が太陽の現在の状態にも完全に適用できるとは考えられていない。太陽の密度は現在非常に高いため、気体の法則は厳密には適用できない。しかし、太陽がかつては現在よりも気体状態にあったと考えるに足る十分な根拠がある。おそらくかつては、この論理が完全に適用可能なほど完全な気体状態だったのかもしれない。現在、太陽は気体状態から固体状態へと移行する途中の段階にあるように見える。したがって、太陽の温度が収縮の過程に応じて上昇しているとは言えない。これが真実かどうかはわからず、判断する手段もない。ただし、太陽が依然として十分に気体状態にあるため、収縮に伴うある程度の温度上昇を経験していると確信できる。その温度上昇は、部分的に固体化した物体からの熱放射によって生じる温度低下によって、部分的または完全に覆い隠される可能性がある。しかし、一方の要因による温度低下が他方の要因による温度上昇によってほぼ相殺されれば、太陽の冷却が大幅に遅れることは明らかだろう。太陽からの熱放射に顕著な変化が歴史的に記録されていないという事実の真の理由は、まさにこれにあると疑う余地はほとんどない。

この問題は非常に興味深く、少し異なる観点から見てみる価値があるかもしれない。太陽には一定量のエネルギーが蓄えられており、その一部は絶えず赤外線という形で失われている。太陽内に残っているエネルギーは性質を変えていき、その一部は熱に変換され、それが全部または一部、放射による損失を補うために使われる。しかし、太陽の総エネルギーは必然的に減少していかなければならず、したがっていつかはエネルギーが尽きて光や熱の供給源として機能しなくなるはずだ。確かに、太陽が収縮する速度は非常に遅い。実際、太陽の体積の減少を正確に測定することはできない。その変化量はあまりに微小で、正確な天文学が誕生して以来の収縮量は、私たちの望遠鏡では感知できないほど小さいのだ。しかし、その収縮によって失われるエネルギーがちょうど1日分の熱放射を賄うのに十分であると仮定すれば、太陽の体積がどれだけ収縮しているかを計算することは可能だ。現在の太陽の大きさを考えると、その変化量はごくわずかである。現在、太陽の直径は約86万マイルである。もし毎年この直径が約300フィートずつ減少すれば、全ての放射を説明するのに十分なエネルギーが生み出される。このような徐々の減少は常に続いている。

これらの考察を過去に遡って適用すると、非常に興味深い結果が得られる。もし今この瞬間も太陽が収縮しているのであれば、過去にはその半径が現在よりも大きかったはずだ。既に示された数値を前提とすると、100年前の太陽の直径は現在よりも約6マイル大きかったはずであり、1000年前には57マイル大きく、1万年前には今日よりも570マイル大きかったことになる。人類が初めてこの地球に足を踏み入れた頃には、太陽の直径は現在よりも何百マイル、あるいは何千マイルも大きかったに違いない。

しかし、この事実の重要性を過大評価してはならない。太陽の直径はあまりにも大きく、1万マイル減少してもその直径の100分の1強に過ぎないのだ。もし突然…

1万マイルという範囲にまで縮小しても、通常の観察ではその変化はほとんど認識できないだろう。しかし、はるかに微小な変化であっても、精密な天文学的測定によっては見逃されることはない。したがって、太古の地球の気候が現在のものと大きく異なっていたとは必ずしも言えない。というのも、気候というものは太陽光以外の要因にも左右されるからだ。

しかし、どんなに遠い時代であっても、私たちはその時代で急に振り返りを止める必要はない。地質学者が層状岩の堆積にかかったと考える長い時代を経て、さらにさかのぼり、生命が地球上に誕生し始めた最も初期の時代にまで行くことができる。それでもなお、太陽の熱が減少する法則が続いていないと考える理由は見当たらない。したがって、過去へとさらに遡るほど太陽はますます大きくなっていくと、現在の知識に基づいて考えざるを得ないようだ。その成長速度が常に一定であるとは仮定できない。そのような仮定は不要であり、過去の遠い時代へとさらに目を凝らすほど太陽が大きくなっていくという事実だけで十分だ。もし私たちの宇宙の現在の秩序が十分に長く続いてきたのであれば、太陽が現在の2倍の大きさだった時代があったはずであり、10倍の大きさだった時代もあったはずだ。それがいつのことだったかは、誰にも断言できない。しかし、太陽が現在の10倍の大きさだった時代で止まるわけにはいかない。同じ論理はさらに古い時代にも当てはまるのだ。私たちは太陽がどんどん膨らみ、密度が相応に低下していく様子を見ていき、最終的には私たちが知っている太陽の代わりに、広大な宇宙空間を埋め尽くす巨大な星雲が存在しているのを発見するのだ。

実際、これこそがラプラスの有名な「星雲説」として提唱されてきた、私たちの太陽系の起源に関する学説である。しかし、これは単なる推測に過ぎず、観測によっても証明されず、計算によっても裏付けられない。それはある程度信憑性のある推測に過ぎないが、もし私たちが理解している現在の熱の法則がここで要求される極端な状況にも適用可能であり、また現在の宇宙の秩序が続いているのであれば、ある程度は必然的に真実であるかもしれない。

現在私たちが知らない何らかの影響力の介入なしに、十分な期間にわたって安定して存在していた。この星雲説は太陽の歴史に限ったものではない。全く同様の論理は個々の惑星にも適用できる。過去をさかのぼるほど、全体の系はますます高温になっていく。十分に遠い過去を見れば、地球は生命が存在できないほど高温になっており、さらに遠くへ行けば地球や他の惑星も真っ赤に熱せられているはずだ。そしてさらに遥かな時代に至れば、惑星들も今の太陽と同じ程度に加熱されているはずだ。それよりもさらに初期の段階では、太陽系全体が巨大な発光するガスの塊であり、そこから徐々に現在の太陽や惑星、衛星といった形態が形成されてきたと考えられている。事象の経過がここで示されている通りだったと断言することはできないが、この説が実際に起こったことを大筋で表していると考える十分な根拠がある。

太陽系の多くの特徴は、系の起源が星雲説で示唆されているものであるという仮定と一致している。既に前の章で、すべての惑星が同じ方向に太陽の周りを公転しているという事実に触れた。また、惑星の自転や衛星の主星周りの運動も、天王星や海王星系の2つの小さな例外を除き、すべて同じ法則に従っている点も注目に値する。これほど顕著な一致は、何らかの物理的な説明が必要であることを自然と示唆している。そのような説明を与えるのが星雲説である。無数の時代前、巨大な星雲がゆっくりと回転しながら収縮していたと仮定しよう。収縮の過程で、星雲の凝縮した物質の一部が残される。これらの部分は引き続き中心質量の周りを回転し、各部分は同じ方向に自転を続ける。収縮が進むにつれて、力学の原理から回転速度は増加するはずであり、ついにこれらの部分は惑星として固まり、一方中心質量は徐々に収縮して太陽を形成する。より小規模な同様の過程によって、衛星系が形成されたのである。

原始星が収縮することによって誕生したのである。これらの衛星も同じ方向に回転するため、太陽系の特徴的な性質を説明することができる。

太陽系の星雲起源説は、恒星天体の研究によって大いに裏付けられている。私たちはすでに太陽と恒星の類似点について論じた。もし私たちの太陽が星雲説が要求するような変化を経てきたのであれば、他の恒星でも同様の現象が見られるのではないかと予想できるだろう。もしそうであるなら、一部の恒星の進化は太陽ほど進んでいない可能性があり、したがってその発達の初期段階にある恒星を実際に観測できるかもしれない。望遠鏡がこれらの予想にどこまで応えてくれるか見てみよう。

大型望遠鏡の視野には、通常、暗い空の背景に散在する多数の恒星が見える。しかし背景の暗さは均一ではなく、熟練した観測者の目には天の一部に微弱な光が見える。この光は時には視野全体に広がって見えたり、複数の視野にまたがっていることもある。何年も経っても目立った変化は見られない。これは錯覚ではあり得ず、その物体が極めて微弱に光るガスや蒸気から成る巨大な塊であるという結論は避けられない。これが最も単純なタイプの星雲であり、極度の暗さが特徴で、非常に希薄な物質で構成されているように思われる。一方で、時折、明るく輝く恒星の周囲に光る大気が存在するという美しく印象的な現象も観測される。一方が微弱で拡散した塊、もう一方が星雲に囲まれた明るい恒星という、この二つの極端なタイプの間には、さまざまな中間的な性質を持つ星雲が存在する。こうして、最も微弱で拡散した星雲から恒星へと、ほとんど感知できない段階的な移行が存在するのである。

ハーシェルにとって、星雲とは発光性のある蒸気から成る巨大な塊のように思われた。この蒸気は徐々に冷えていき、最終的には凝縮して…

星、あるいは星の集まり。さまざまな形をした星雲が分類されると、その過程の各段階を実際に目撃しているかのように思えた。広大で暗い星雲では凝縮の過程がちょうど始まったばかりであり、小さくて明るい星雲では凝縮がより進んでいた。また別の星雲では、凝縮によって生まれた星がすでに見える状態になっていた。

しかし、ハーシェルはどうやってこれを知ったのか？彼の根拠は何か？この疑問には例を挙げて答えてみよう。森に入り、何世紀にもわたって嵐に耐えてきた立派な古いオークの木を見てみよう。そのオークの木がかつては小さな若木であり、段階を経て成熟に至ったのだということに、私たちは疑いを抱くだろうか？しかし、実際にオークの木がそのさまざまな段階を経てきた様子を追った人はいない。人間の寿命はそれほど長くなく、そんなことをするには不十分だからだ。私たちがオークの木がこれらすべての段階を経てきたと信じる理由は、苗から立派な古木に至るまで、あらゆる大きさのオークの木に精通しているからである。無数の木々でこのような成長段階を目の当たりにしてきたため、個々の木もまたこれらすべての段階を経ていくのだと確信するのである。

ハーシェルも同様の推理によって、私たちが説明しようとした星の起源に関する見解を採用するに至ったのである。天文学者の寿命も、人類全体の寿命も、星雲が凝縮して固体になる過程を観察するには短すぎるかもしれない。しかし、次々と異なる星雲を観察することによって、天文学者は星雲の初期の姿と最終的な姿を結びつけるさまざまな段階を把握できると考えるのである。そうして彼は、各星雲もまた長い歳月をかけてこれらの段階を経ていくのだと信じるようになった。こうしてハーシェルは、星々――一部、多数、あるいはすべて――がかつて光る星雲から誕生したのだという見解を採用したのである。

このような推測は想像力を刺激するかもしれないが、本来の天文学の真理とは慎重に区別されなければならない。遠い将来、私たちには到達不可能な証拠が得られるかもしれない。星雲に関する私たちの知識はまだ非常に新しいのだ。まだ……

顕著な変化を検出するには時間が不十分であり、星雲の研究は1771年のメシエのカタログから始まったとしか言えない。

ハーシェルの時代以降、間違いなく多くの丁寧な描画や観測が行われてきたが、その期間は依然としてあまりに短く、初期の観測結果も不完全すぎるため、星雲の変化を十分な精度で調べることはできなかった。もし人類が何世紀にもわたって存続し、その間に現在の観測結果が比較のために保存されていれば、ハーシェルの理論はおそらく満足のいく形で検証されるだろう。

ラプラスが、ある程度の不安を抱えつつ太陽系の形成過程に関する仮説を提唱してから100年が経過した。全体的に見て、この「星雲仮説」は進歩する科学の試練によく耐えてきたと言えるが、最近の発見に照らして若干の修正が必要になった。ラプラス（そしてハーシェルも）は、原始的な星雲が非常に高温度の「炎のような霧」または発光するガスで構成されていると考えていたようだ。しかし、巨大な質量が徐々に収縮することでエネルギーが生じ、それが熱に変換され得ることは既に明らかであり、分光学的証拠もまた、ガス状星雲内には適度な温度が存在することを示唆している。これらの星雲こそが、私たちの太陽や惑星が誕生したとされる仮想的な原始的混沌の代表例と見なされるべきだ。再考されているもう一つの点は、様々な惑星の形成である。以前は、元の質量の回転によって次第に異なる大きさの環が中心部から分離し、その環の物質が時間とともに単一の惑星に集まっていったと考えられていた。土星の環は、この過程の証拠と見なされていた。なぜなら、ここには環が存在し、その環が一つ以上の衛星に凝縮する過程が何らかの理由で止まっているからだ。しかし、星雲状の質量が収縮する過程で環状の物質が残された可能性は否定できない（実際、火星と木星の間にある小惑星もこのようにして誕生した可能性がある）。

より大きな惑星は、回転する星雲の赤道上のある点で物質が集まって形成された。

原始星雲が太陽系へと変化していった過程の具体的な手順は、今のところ解明不可能なようだ。

第XXVII章　潮汐[44]
数理天文学――ラグランジュの理論：それらが実際にどれほど正しいか――太陽系は剛体で構成されていない――ケプラーの法則は観測結果と一致するが、天体が剛体でない場合には絶対的に正しくない――観測上の誤差――潮汐――潮汐はどのようにして観測されたか――潮汐と月との関連性の発見――太陽潮と月潮――潮汐が及ぼす影響――潮汐はどこからその力を得るのか？――潮汐は日の長さを増加させている――日の短縮には限界がある――地球・月系の初期の歴史――不安定な平衡状態――月と日の比率――この系の将来の進行――月と日の等しさ――将来の重要な時期――月の一定の面が説明される――月の裏側――火星の衛星――それらの特異な運動――潮汐は太陽系全体の形成に影響を与えたのか？――運動量のモーメント――潮汐は木星の軌道にほとんど、あるいは全く顕著な影響を与えていない――結論。

惑星系の安定性に関するラグランジュの偉大な発見が正しいというのは、ある意味では厳密に真実である。ラグランジュの数学的理論に異議を唱える者はこれまで一人もいない。ラグランジュが想定した形の惑星系が与えられれば、その系の安定性は永遠に保証されるのである。しかし、ラグランジュが行った一つの仮定があり、彼の理論全体はその仮定に基づいている。それは、惑星들が剛体であるという仮定だ。

疑いなく、私たちの地球は剛体のように見える。私たちが知り得る範囲内で、岩石や金属から成る地球の質量ほど固く、屈しないものはない。広大な宇宙空間において、地球は単なる粒子に過ぎない。したがって、その粒子が剛体であると仮定するのは当然であり、正当な仮定だった。もし地球が完全に剛体であり、地球の各粒子が他のすべての粒子から常に一定の距離を保ち、どんな力の作用や想像しうる状況下でも地球の形状がわずかでも変化しないのであれば……

太陽や他のすべての惑星についても同様であり、したがってラグランジュが予言した我々の太陽系の永続性という予測は必ず実現されなければならない。

しかし、実際の状況はどうだろうか？地球は本当に剛体なのだろうか？実験によって、数学的意味での剛体というものは存在しないことがわかっている。岩石も剛体ではなく、鋼鉄も剛体ではない。ダイヤモンドでさえ完全に剛体ではない。地球全体は表面においてさえ決して剛体ではなく、内部の一部はおそらく多かれ少なかれ流体的な状態にある。地球を完全な剛体と呼ぶことはできず、ましてや我々の太陽系にあるより大きな天体を剛体と呼ぶことはできない。木星や土星でさえ、固体と呼べるものかどうか疑問である。ラグランジュの考えた太陽系は、剛体である太陽と多数の微小な剛体惑星から成っていたが、実際の太陽系は、どの意味においても剛体ではない太陽と、部分的にしか剛体でない惑星들から成っている。

そこで問題となるのは、先世紀の偉大な数学者たちの発見が、彼らが構想した理想的な太陽系だけでなく、私たちが生きる実際の太陽系にも適用されるかどうかという点である。これらの発見がおおよそ正しいことに疑いはない。実際、それらは絶対的な真実に非常に近く、観測によってもまだそれらからの逸脱が確認されていない。

しかし、現在の科学の水準では、数学的意味で剛体でない天体を扱う際に生じる重要な問題をもはや無視することはできない。例えば、先ほど述べた法則の中で最も単純なケプラーの偉大な法則を取り上げてみよう。この法則は、惑星が太陽を焦点の一つとする楕円軌道を永遠に周回すると主張している。これは実際の観測によって確認されており、実際、その運動に関する理論的説明が提唱される以前に観測によって既に確立されていた。しかし、もう少し正確に述べるならば、ニュートンが実際に証明したのは、二つの剛体粒子が粒子間距離の二乗の逆比例に従う力の法則によって互いに引き合う場合、各粒子は共通の重心を持つ楕円軌道を描くということである。

焦点だ。地球はある程度硬質であるため、地球と太陽の相対的な運動も同様にケプラーの単純な楕円法則に従うと考えるのは自然なことだった。実際、両者の運動はその法則に非常に忠実に従っており、他の乱れの要因を考慮しても、地球の非硬質性に起因するわずかな運動の変化さえも、いかに注意深く観測しても検出することはできない。

しかし、数学的な研究には、少なくともこの場合においては、私たちの観測器具が可能にする最も精密な観測をも超える微妙さが存在する。数学の原理によれば、ケプラーの法則は絶対的かつ数学的に完全に硬質な物体に対しては成り立つかもしれないが、太陽や惑星が完全に、あるいはごくわずかな部分でも完全な硬質性を欠いている場合、ケプラーの法則はもはや成り立たないのだ。ここには矛盾があるように思えるのではないか？観測によればケプラーの法則は惑星系において成り立つが、理論によればその系の天体は完全に硬質ではないため、これらの法則は成り立ち得ないのだ。この食い違いはどうすれば解消されるのか？それとも本当に食い違いがあるのか？実際にはない。ケプラーの法則が観測によって真であることが証明されたと言うとき、我々は達成可能な証明の性質について考え直さなければならない。我々は天文台の観測器具を使って惑星の位置を観測し、時計や器具上の目盛りを用いてその位置を測定する。これらの観測は間違いなく非常に正確だが、数学的な意味での絶対的な正確さを持っているわけではない。例えば、惑星の位置を1秒角の誤差もないほど高精度に決定することはできるが、1秒角というのは極めて小さい量だ。約40マイル離れた場所に置かれた測距棒は1秒角の角度をなし、惑星の位置を測定し、その結果にこれ以上の誤差が混入していないと確信するのは確かに高度な技術を要することだ。

ケプラーの法則が真であるという前提のもとで行われた計算結果と観測結果を比較し、観測結果が計算結果と一致しているかどうかを判断する際には、常に、多かれ少なかれ明示的に、観測に伴う避けられない誤差が考慮される。もし計算結果と観測結果が非常によく一致し、両者の差が観測に付随する誤差に起因するほど微小であるならば、私たちはその一致に満足する。実際、これ以上の一致は達成不可能であり、想像すらできないからだ。厳密さの欠如がケプラーの法則の成立に与える影響は計算によって評価でき、予想通り、それは極めて小さい——実際、観測結果が影響を受けやすいわずかな誤差範囲内に収まっているほどだ。したがって、私たちは実際の測定によって厳密さの欠如がもたらす影響を区別することはできず、それらは観測の微小な誤差の中に紛れ込んでいるのである。

私たちの研究の根拠となる論拠は、実際にはごくよく知られた現象に基づいている。海辺を訪れたことのある人なら誰でも、私たちが潮と呼ぶ海面の上下動を知らない者はいない。24時間ごとに二度、海は海岸に押し寄せて満潮をもたらし、1日に二度、再び引いて干潮を生じる。これらの潮は沿岸部に限らず、川の上流数マイルまで及び、定期的に大きな河口域を氾濫させる。海洋国家においては、潮は極めて重要な実用的意義を持つが、同時に、今私たちが調査しようとしている、それほど明白ではない意味合いも持っている。

海洋のこの日々の変動は、とうに謎ではなくなっている。最も古い時代から、潮と月との間に関連性があることが認識されていた。プリニウスやアリストテレスといった古代の著述家たちは、満潮の時期と月の満ち欠けとの関係について言及している。私たちは時として、古代の天文学者たちが実際に持っていた鋭敏さに見合った評価を与えていないように思う。私たちは皆、月と潮が関連していると読んだり教わったりしてきたが、一体何人が

私たちのうち、実際に直接の観察によってその関連性に気づいたと言える人はどれだけいるでしょうか。この問題を十分な注意を払って研究し、自分自身や他者にその真実性を納得させた最初の人物は、きっと偉大な哲学者だったに違いありません。彼の名前も、国籍も、生きた時代もわかりません。しかし、彼が重力の法則という指針を持っていなかったという事実を考えると、彼の発見に対する私たちの敬意は一層高まるのです。現代の哲学者であれば、海を見たことがなくても万有引力の法則から潮の存在が必要であることを予測できます。しかし、宇宙にあるすべての物体を結びつけている目に見えない力を知らなかった古代の天文学者は、月と潮の関係を明らかにするという、実に素晴らしく、典型的な帰納的発見を成し遂げました。

この発見は、おそらく最初は経験豊富な船乗りたちの観察から生まれたのでしょう。港に入る際や出る際には、潮の状態は船乗りにとって極めて重要です。外洋にいるときでさえ、時には潮によって生じる流れに従って進路を調整しなければならず、また水深を測って進路を決める際にも、潮の影響で水深が変わることを常に念頭に置かなければなりません。したがって、潮に関するあらゆることが彼らの日々の観察対象となります。彼らの日々の仕事、職業上の成功、命の安全は、しばしば潮次第となります。そのため、彼らは将来役立つ情報を観察から得ようと努めるのです。沿岸を航行する船乗りにとって最も重要なのは満潮の時刻です。その時刻は日によって異なり、明日は今日より1時間以上遅くなることもあり、簡単な規則で表せるものではありません。そのため、船乗りたちはこのように重要な問題において指針となる規則を喜んで受け入れるのです。このような規則が最初にどのようにして発見されたかについて推測することができます。例えば、カレーの船乗りが港に向かっているとします。その夜は月明かりが良く、月が道しるべとなり、無事に港に到着します。そして翌朝、満潮が11時から12時の間に来ていることに気づきます。[45] 彼は同じ航海を何度も繰り返しますが、時には朝に低潮で不便な状況に直面することもあります。ついには…

しかし、月明かりの夜には11時に満潮になることに気づく。これは一度か二度しか起こらず、彼は単なる偶然の一致だと思っていた。だが何度も同じことが起こり、ついには常にそうであることに気づく。彼はその法則を他の船乗りたちに伝え、彼らも試してみた。すると、満月の時には必ず同じ時間、同じ場所で満潮が訪れることが確認された。こうして月と潮汐の関係が明らかになり、賢明な船乗りは自然と月の他の満ち欠けの状態と満潮の時刻を比較するようになる。例えば、上弦の月の時には毎回、一日の同じ時間に満潮が来ることがわかり、最終的には、月の状態から自分がいる港でいつ満潮になるかをすぐに判断できる実用的な法則が得られる。注意深く観察する者は、月と潮汐の間のさらなる関連性を見出し、ある満潮は他よりも高くなり、ある干潮は他よりも低くなることに気づく。これは非常に実用的な重要性を持つ。危険な浅瀬を渡らなければならない時、春潮の力でそれを越えられると知れば船乗りははるかに安心できる。また、場所によっては非常に強力な潮流と戦わなければならない時には、通常よりも潮流の力が弱い小潮の時に航海する方が望ましい。春潮と小潮の違いにも慣れ、春潮は満月や新月の時に起こること、あるいは少なくとも満月や新月から一定の日数以内に春潮が来ることに気づく。疑いなく、このような推理によって原始時代に月と潮汐の関係が理解されるようになったのである。

しかし、ニュートンの偉大な発見によって万有引力の法則が明らかになるまで、潮汐について物理的な説明を与えることは不可能だった。その後、月が地球全体や地球のあらゆる粒子をどのように引き寄せるかがわかった。また、地球の海を構成する流体粒子が、固体部分では不可能な方法でその引力に従うことができる理由も明らかになった。月が頭上にある時、水を下方に集めるように引っ張り、それによって満潮が生じる。地球の反対側の水も同様に影響を受ける。

最初は予想しなかったような形で起こる。月は、自分からより遠くにある側の水よりも、地球の固体部分をより強く引き寄せる。そのため地球は水から引き離され、結果として月に面していない側でも月に面している側と同様に高潮が起こりやすくなる。低潮はその中間の位置に現れる。

太陽もまた地球の潮汐を引き起こすが、太陽が非常に遠くにあるため、海面や地球の固体内部への引力の差はそれほど大きくない。そのため太陽による潮汐は月による潮汐よりも小さい。両者が同時に作用すると満潮が生じ、太陽潮と月潮が反対方向に作用すると干潮となる。

しかし、この一般的な原理を具体的な場合に適用しようとするときには、考慮しなければならない要素が数多くある。地域の特性によって、沿岸の各地で潮汐の変動幅は大きく異なる。地中海のような狭い海域では、潮汐の変動幅は比較的小さく、場所によって1フィートから数フィート程度である。外洋でも潮の満ち引きはそれほど大きくなく、例えばセントヘレナ島では3フィート程度である。大陸の近くでは、海岸の影響で潮汐は大きく変化する。ロンドンでは潮の高さは18〜19フィートにも達するが、ブリティッシュ諸島で最も顕著な潮汐はブリストル海峡のもので、チェプストウやカーディフでは満潮時に37〜38フィート、干潮時に28〜29フィートもの高さに達する。これほどの大きさの潮汐は世界の他の地域では見られない。最も大きな潮汐はファンディ湾のもので、そこの一部では満潮時の潮の高さが50フィートにもなる。

潮の満ち引きには必然的に海流の形成が伴う。こうした海流はよく知られており、我々の主要な河川の中には、これらの海流が極めて重要な役割を果たすものもある。こうした水の流れも、他の種類の水流と同様に、有益な仕事をさせることができる。

例えば、貯水池に満ちてくる水をためておき、潮が引くときにその水を力づけて水車を回し、再び海に戻すようにすることができる。実際、これはエネルギー源となり得るのだが、この目的のために潮力を利用することが経済的であるのはごく特殊な状況下だけである。この問題は計算によって検討でき、与えられた馬力の水車を動かすのに十分な水量を保持できる貯水池の面積も算出できる。100馬力を生み出すのに必要な貯水池の面積は40エーカーであることが示されている。そうなると、問題は単純に費用の問題に帰着する。つまり、この貯水池の建設や維持管理のコストが、同等の出力を持つ蒸気機関の建設や維持管理のコストよりも高くなるのか、それとも低くなるのか、ということだ。ほとんどの場合、後者の方がはるかに安上がりであるように思われる。いずれにせよ、実際には潮力を利用したエンジンは使われておらず、潮力は今も無駄に消費されているのである。しかし、現在大量に消費されている燃料が枯渇しつつあるという明確な兆候が現れた遠い将来には、この問題の経済的側面は大きく変わるかもしれない。

とはいえ、潮力も何らかの形で仕事をしている。河口の潮汐は時として岸を侵食し、その土砂を別の場所へ運んでいく。これは、まるで技師が労働者たちを指揮して同じ作業を行った場合と同じように、仕事が行われエネルギーが消費されているのである。仕事を行うには何らかの形でエネルギーが消費されることは知られているが、では潮力の源となるエネルギーはどこから来るのだろうか？一見すると、この問題の答えは非常に明らかに思える。潮汐は月によって引き起こされると言ったではないか。したがって、そのエネルギーも月から来るはずだ。これは十分に理にかなっているように思えるが、残念ながら事実ではない。これは力学において決して珍しくない例であり、真実は一見すると思われるものとは大きく異なるのである。例を挙げるとより明確になるかもしれない。ライフルを発射するとき、引き金を引くのは射手の指だが、では弾丸が飛ばされるのに必要なエネルギーは射手によって供給されたと言えるのだろうか？

決してそうではない。そのエネルギーはもちろん火薬によるものであり、銃手がしたことといえば、火薬に蓄えられたエネルギーを解放する手段を提供しただけだ。ある程度、これを潮汐の問題と比較することができる。月によって引き起こされる潮汐こそが、ある量のエネルギーが取り出されて潮汐が行うことのできる仕事に利用される原因なのである。不思議なことに、このエネルギーは月にあるのではなく、地球自体にあるのだ。実際、月が地球に存在するエネルギーの一部を吸収することによって潮汐からエネルギーを得ているというのは極めて驚くべきことである。これは当然の結果として提示されるものではなく、精巧な力学の定理に基づくものなのだ。

潮汐がその力を得る源泉であり、月が絶え間なく大きな力を得ることができるこの莫大なエネルギーの性質を、私たちは明確に理解しなければならない。では、地球がどのような意味でエネルギーの貯蔵庫を持っていると言えるのか見てみよう。地球は1日に1回自転することがわかっている。この自転こそがエネルギーの源なのである。地球の自転と蒸気機関に付属するフライホイールの回転を比較してみよう。フライホイールの回転は実際にはエネルギーの貯蔵庫であり、ピストンの各ストロークごとに機関からエネルギーが注ぎ込まれる。工場内の様々な機械は、フライホイールに蓄積されたエネルギーを利用して動くだけだ。地球は、機関から切り離された巨大なフライホイールに例えることができるが、依然として工場内の機械들とは繋がっている。その途方もない大きさと速さから、その巨大なフライホイールは莫大なエネルギーを蓄えており、フライホイールが停止するまでそのエネルギーは消費され続けなければならない。だからこそ、潮汐は月によって引き起こされるものの、それに必要なエネルギーは地球の自転によって供給される膨大なエネルギーの中から簡単に得られるのである。

しかし、地球と機関のフライホイールの間には非常に根本的な違いがある。フライホイールからエネルギーが取り出されて工場内の様々な機械に消費されても、蒸気機関の動作によって新たなエネルギーが絶えず供給されるため、フライホイールの回転速度は維持されるのである。

地球はエンジンのないフライホイールのようなものだ。潮汐がそのエネルギーを使い果たすと、そのエネルギーは補われない。その結果は避けられず、地球の自転に伴うエネルギーは必ず減少していかなければならない。これは極めて重要な帰結をもたらす。もしフライホイールからエンジンが切り離されれば、ご存知の通り、巨大なフライホイールでも数回は回転するが、すぐに停止してしまう。地球についても同様の推論が成り立つが、地球が受ける負荷に比べてそのエネルギー量はあまりにも巨大であるため、地球は持ちこたえることができる。潮汐が及ぼす影響によって地球の自転エネルギーが完全に使い果たされるまでには、計り知れないほど長い時間が必要だ。それでもなお、エネルギーは確実に減少しており、減少しているのであれば、地球の自転速度も必然的に、たとえゆっくりとではあれ、低下していかなければならない。こうして、潮汐がもたらす結果を最も簡単な言葉で表現することができる。自転速度が低下しているのであれば、1日の長さは必然的に増加していかなければならず、これによって我々は次の非常に重要な結論に至る。すなわち、潮汐が1日の長さを延ばしているのだ。

今日は昨日より長く、明日は今日より長くなるだろう。その差はあまりにも小さく、たとえ何世紀も経過した後であっても、観測によって明確に確認されたとは言い難い。現在の1日の長さより1秒でも短かった時代から何世紀が経過したかを特定するつもりはないが、潮汐の変化を考える上で用いる単位は世紀ではない。100万年前には、1日の長さが現在の値から大きく乖離していた可能性が高い。では、遥か昔の深遠な時代を振り返り、潮汐が何を教えてくれるか見てみよう。もし現在の状態が続いてきたのであれば、過去へと遡るほど1日の長さはますます短くなっていかなければならない。現在の1日の長さは24時間だが、かつては20時間、10時間、さらには6時間だった。これ以上どれだけ遡れるだろうか？6時間という時代が過ぎれば、我々の遡及はいずれ限界に達しなければならない。1日が短ければ短いほど、地球は赤道付近でより膨らんでいく。地球が赤道付近でより膨らむほど……

地球の自転による遠心力によって、地球を構成する物質にかかる応力はますます大きくなる。もし地球の回転速度があまりにも速くなれば、それらの物質は結合を保つことができず、破片に分離してしまうだろう。まるで過度に速く回された砥石が激しく引き裂かれてしまうのと同じだ。したがって、遥か昔には、この議論を止める何らかの障壁が存在したと考えられる。地球が破壊される危険なしに耐えられる最大の回転速度というものがあるが、その正確な値は答えるのが容易ではない。それは地球を構成する物質の性質や温度、圧力の影響、そして私たちが正確には知らないその他の要因に依存するからだ。しかし、その臨界速度の見積もりは行われており、数学的にも、地球が破片にならずに持ちこたえられる最短の自転周期は約3時間から4時間程度であることが示されている。このようにして、潮汐の進化に関する理論により、私たちは、想像もつかないほど遠い時代に、地球が3時間から4時間程度の周期で自転していたという結論に至ったのである。

こうして、1日の長さが初期の値から24時間まで徐々に延びてきたのは、月のおかげだということがわかる。自然の最も深遠な法則の一つに従い、地球は月に反作用を及ぼし、その反作用は具体的な形を取った。それは単純に、月を徐々に地球から遠ざけていったということだ。この月の遠ざかり方は、地球側からの報復行為のように思える。月の後退がもたらす結果は非常に顕著である。現在、月が公転している軌道の半径は24万マイルである。潮汐の影響により、この半径は絶えず大きくなっていかなければならない。この事実を踏まえて、今度は月の過去の歴史を振り返ってみよう。前方を見ると月の距離は増していくが、後方を見ると逆に減少している。つまり、昨日の月の方が今日よりも地球に近かったのだ。年や世紀、数千年単位ではその差はごくわずかかもしれないが、数百万年単位になると、月は現在よりも明らかに近かったに違いない。

やがて、その距離が24万マイルではなく、4万マイル、2万マイル、1万マイルへと縮まっていったことがわかる。そして私たちは止まる必要も――止めることも――できない。月が実際に地球の表面のすぐ近くにあるとわかるまでは。もし現在の自然法則が十分長く作用し続け、外部からの干渉もなかったのであれば、月と地球がかつて非常に近い距離にあったことは疑う余地がない。実際、月が地球の周りを公転していた期間を計算することも可能だ。月が地球に近いほど、より速く公転しなければならず、衛星が地球のすぐ近くにあったその重要な時期には、1回の公転に約3時間から4時間かかっていたに違いない。

これにより、天文学史上最も大胆な推測の一つが生まれた。それを述べないわけにはいかないが、これは単なる推測に過ぎず、適切な慎重さをもって受け止めるべきことを忘れてはならない。この推測は、「何が月を地球の表面のすぐ近くという位置に導いたのか？」という問いに答えるためのものだ。ここで言えるのは、非常に初期の段階で、地球が柔らかく可塑性のある状態にあった時に月が地球から剥がれ落ちたと信じるに足る最も強い理由がある、ということだけだ。

歴史の始まりにおいて、地球と月は互いに非常に近い距離にあった。地球の自転周期は24時間ではなく、わずか数時間だった。また、月が原始的な地球の周りを一周するのに要する時間は、原始的な地球が自転するのに要する時間とまったく同じであり、そのため両天体は常に向かい合った状態にあった。このような状態は、数学者が言うところの「不安定な動的平衡」の状態だった。これは永続することはできなかった。これは、針先に乗せられた針の状態に例えることができる。針は一方か他方に倒れざるを得ない。同様に、月もこの位置を維持し続けることはできなかった。二つの道しかなかった。月は地球に戻って地球の質量に再び吸収されるか、あるいは外側へと移動を始めるかのどちらかだった。月はどちらの道を選んだのだろうか？月がどちらの道を選ぶかを正確に決定した要因が何だったのか、私たちにはおそらく知る手段がない。

別の説もあるが、実際に取られた軌道については疑う余地はない。月が存在するという事実は、それが地球に戻ったのではなく、外側へ向かって移動を始めたことを示している。月が地球から遠ざかるにつれて、ケプラーの法則に従い、1回の公転を完了するのにより長い時間が必要になる。こうして、当初はわずか数時間だった周期は、現在の656時間という値にまで延長されてきたのである。もちろん、月の遠ざかりに応じて地球の自転も変化している。月が遠ざかり始めると、地球は常に同じ面を月に向け続けなければならないという制約から解放される。月がある程度遠ざかると、地球が1回自転するのに要する時間は、月が1回公転するのに要する時間よりも短くなる。しかし月はますます遠ざかり続け、公転周期もそれに応じて長くなり、やがて3日、4日、あるいはそれ以上の地球の自転回数が1ヶ月（月の公転回数）と等しくなる。月の日数は増えても、地球の自転速度が速くなっていると考えてはならない。実際にはその逆である。地球の自転は遅くなり、月の公転も遅くなるが、月の方が地球よりも遅くなる度合いが大きい。地球の自転周期は初期値から大幅に長くなったものの、月の周期の方がさらに大きく伸び、地球の自転周期の数倍にもなっている。時代が進むにつれて月はますます遠ざかり、その軌道は拡大し、公転周期も増大していく。ついには非常に顕著な時期が訪れる。これはある意味で、月の歴史における頂点と言える。この時期には、地球の自転周期で測った場合、月の公転周期は最大値に達する。当時の1ヶ月は29日だったようだ。もちろん、これはその時代の1ヶ月や1日が、現在の時計で測る1ヶ月や1日と同じだという意味ではない。どちらも当時は今よりも短かったのである。私たちが言いたいのは、この時期に地球が軸を29回回転する間に、月が1周公転したということだ。

この時代はすでに過ぎ去った。現在、私たちの通常の測定単位を用いてその時代の日付を算出しようとする試みは不可能である。しかし同時に、あらゆる歴史的記録と比較しても、その出来事が極めて古いものであることに疑いの余地はない。ただし、それが数十万年か、数百万年か、あるいは数千万年かという点については、大きく推測に委ねられるしかない。

この特異な時代が過ぎ去ると、地球・月系における出来事の流れは、初期段階と類似点を持つあの特異な最終段階へと向かって形作られ始める。月は依然として直径がごくゆっくりではあるが着実に増大する軌道を周回し続ける。それに伴い月の長さも増加し、地球の自転も依然として絶えず遅くなるため、1日の長さも継続的に伸びていく。しかし、月の長さと1日の長さの比率には変化が見られる。この比率は、始まりの時点で1であったものが、先に述べた時代には約29という最大値にまで徐々に上昇していた。そして今、再び低下し始め、月が1回公転する間に地球が29回ではなく28回しか自転しなくなる。この比率の低下は続き、やがて1ヶ月の日数を表す数値が27となる。ここにもまた、特別な解説なしには語れない時代が存在する。これまで述べてきたことはすべて遠い過去の出来事に関するものであり、ついに地球・月系の現在の状態に到達したのである。この時代の1日とは私たちがよく知る日であり、1ヶ月とは月の公転周期である。現在、1ヶ月は私たちの日数で約27日であり、この関係は過去数千年間にわたってほぼ正確に成り立ってきた。これからも数千年間はほぼ正確に成り立ち続けるだろうが、永遠に続くわけではない。これはこの壮大な変化の過程における一つの段階に過ぎず、私たちの一時的な視点から見れば永続性を持つように思えるかもしれない。まるで火花に照らされたときに蚊の翼が静止しているように見えるのと同じだ。しかし、天文学的に十分な時間観念を持ってその歴史を考察すれば、現在がどのようにして生まれたのかが分かってくるのである。

地球・月系の状態が、その歴史上の他のどの段階よりも永続的であるとは言えない。

しかし、ここで私たちの語り方は変わらなければならない。これまで私たちは過去について語ってきた。現在に至ったが、未来について何か言えるだろうか？ここでもまた、潮汐が私たちを助けてくれる。もし私たちが力学の真理を正しく理解しているなら（今、それを疑える者がいるだろうか？）、地球・月系の今後の変化を予測することができるだろう。現在、私たちが知らない外部要因による妨げがなければ、少なくとも大まかには、月の今後の運命を予測できる。月が引き続き外側へと進んでいく様子を見ることができる。月の公転軌道は極めてゆっくりと拡大していくが、それでも常に拡大し続ける。少なくとも、私たちの歴史の最終段階に達するまでは、その進行は逆転しないだろう。ここで中間段階について詳しく論じることはせず、むしろ私たちの系が向かう最終的な形態を概略的に描いてみよう。遠い未来――数百万年先――にこの最終段階に到達する。すでに触れたように、月と日の比率は引き続き低下していく。月の公転周期はますます長くなっていくが、日の長さの増加速度は月の公転周期の増加速度よりもはるかに速い。27日間の1ヶ月から26日間の1ヶ月へ、そして次第に10日間の1ヶ月、最終的には1日間の1ヶ月へと移行していく。

1日間の1ヶ月とは何を意味するのかを明確にしよう。それは、月が地球の周りを回る時間が、地球が自転軸の周りを回る時間と等しくなる状態のことだ。もちろん、この1日の長さは私たちの現在の1日よりもはるかに長くなる。こうした考察における唯一の不確実要素は、数値的な正確さを与えようとするときに生じる。日と月が等しくなる地球・月系の状態は最終的に必ず達成されるというのは、力学の法則と同じくらい真実のように思われる。しかし、その1日の長さを具体的に示そうとすると、考察に危険な要素が入ってしまうのだ。何かを示すときに

その長さの見積もりについては、その数値が極めて控えめに示されていることを理解しておく必要がある。ある程度の誤差がある可能性もあるが、おそらく大幅な誤差ではないだろう。この「長い日」の長さは、私たちの1日の約57倍程度になるようだ。言い換えれば、非常に遠い未来のある重要な時期において、地球が1回自転するのに約1,400時間かかり、一方月もまったく同じ時間で公転を完了することになる。

こうして、地球・月系の初期段階と最終段階が、ある点で互いに似ていることがわかる。どちらの場合も、1日の長さが1ヶ月の長さに等しい。初期段階では1日と1ヶ月は私たちの1日のごくわずかな割合に過ぎなかったが、最終段階では1日も1ヶ月もともに私たちの1日の大きな倍数となっている。しかし、最初の重要な時期と最後の時期との間には大きな違いがある。すでに述べたように、最初の時期は不安定な状態であり、永続することはできなかった。一方、この第二の状態は動的安定性を持っている。一度その状態に達すれば、それは永久的なものとなり、地球と月があらゆる外部の干渉から隔絶されていれば永遠に続くだろう。

1日の長さが1ヶ月の長さに等しい場合の運動には、特有の特徴がある。少し考えればわかるが、この場合地球は常に同じ面を月に向け続けなければならない。1日が1ヶ月に等しいとき、地球と月はまるで見えない帯によって結びつけられているかのように一緒に回転しなければならず、この状態が始まったときに地球のどの半球が月に向いていても、1日と1ヶ月の長さが等しい限り、その状態は変わらない。

この時点で、古代から観測されてきた月の運動の特徴を思い出さずにはいられない。もちろん、現在の月が常に同じ面を地球に向けているという事実のことである。

天文学者には、この驚くべき事実に対する物理的な説明を提供する責任がある。月は一定の周期で地球の周りを一周する。

秒数です。もし月が常に同じ面を地球に向けているのであれば、同じ秒数で自転も1回行われていることになります。しかし、これは何らかの物理的な原因がない限り、あり得ないほどの偶然と言えるでしょう。その原因を探すのは難しくありません。月の潮汐がこの現象を引き起こしているのです。また、月の表面は険しい地形をしており、これはかつて激しい火山活動があったことを示しています。それらの火山は今では静まっており、月の内部の火も消え尽きたようです。しかし、かつて月は高温で半溶融状態にあった時期があったのです。月の物質が十分に熱くて柔らかく、弾力のある状態だった時、地球の引力によって巨大な潮汐が生じました。私たちにはこれらの潮汐に関する歴史的記録はありません（それらは望遠鏡が登場するずっと前、おそらく人類が誕生するずっと前のことです）。しかし、これらの潮汐がかつて存在したことは、その結果として今日見られる月が常に地球に同じ面を向けている姿から明らかです。私たちの地球で起こる潮汐の穏やかな満ち引きは、かつて月を揺らした潮汐とは大きく異なります。月の潮汐は地球の潮汐よりもはるかに大きかったのです。地球の重力が月の重力よりも大きいため、地球は月に対して、月が地球に与える潮汐よりもはるかに強力な潮汐を生み出すことができたのです。

月が常に同じ面を地球に向けているのは、月が地球の周りを公転するのに必要な周期と全く同じ周期で自転しているという条件に依存しています。潮汐は、この条件が守られるように絶え間なく作用する調整力なのです。もし月の自転速度が本来よりも遅ければ、巨大な溶岩のような潮汐が月をますます速く回転させ、所定の速度に達するまで続くでしょう。そしてその時になって初めて、潮汐は月に安寧をもたらすのです。逆に、月の自転速度が公転速度よりも速ければ、再び潮汐が激しく作用することになります。

彼らは月の自転を遅らせ続け、やがて月の自転速度を1回転ごとに1回公転する程度まで低下させるだろう。

月はいつか潮汐の支配から逃れることができるのだろうか？これには簡単に答えられないが、将来的に何らかの時点で月が潮汐の支配から解放される可能性もないわけではないようだ。実際、現在ですら潮汐がかつて持っていたほど厳格な制御力を月に及ぼしているわけではないのは明らかだ。今の月には海は見られず、火山にも溶岩の痕跡はない。月に潮汐があるとは考えにくいが、月の内部にはまだ流体性を保つほどの熱が残っている可能性がある。もしそうなら、潮汐の力は依然として月を支配し続けるだろう。しかし、もしまだ来ていないとしても、いつか月の中心部が宇宙の温度ほど冷え切る日が来るだろう。もし月の物質が数学者が言うところの完全に剛体であるなら、潮汐はもはや存在しえず、月は潮汐の支配から解放されることになるだろう。月が実際の剛体としての性質をどこまで備えることができるかを予測するのは不可能に思えるが、将来的に潮汐の制御が事実上なくなる可能性も考えられる。そうなれば、自転周期と公転周期の間にはもはや何の関連性もなくなるだろう。こうして、遥か遠い未来の天文学に一筋の希望の光が差し込むのである。月の公転周期が長くなっていることは知られており、潮汐の力が作用し続ける限り、月の自転周期もそれに応じて長くならざるを得ない。我々は今、その制御がなくなった状態を推測している。そうなれば、公転周期が長くなる一方で、自転周期が現在のままで留まるのを妨げるものは何もなくなる。これまでのどの天文学者にも与えられなかった、月の裏側を見るという特権が、遥か遠い未来には後世の人々に与えられるかもしれないのだ。

月が地球で引き起こす潮汐は、地球の自転を抑制する働きをする。現在、それらは絶えず地球の自転周期を月の公転周期と一致させようとしている。月が27日ごとに1回公転するため、現在の地球は

あまりにも速く回転しているため、現在では潮汐力によって地球の自転を遅らせようとする働きが行われている。月の自転は既に久しく前に潮汐力の影響を受けて停止してしまったが、それは月が比較的小さく、地球の潮汐力が非常に強大だったからである。しかし今回はその逆である。地球の方が月よりも大きく質量も重いため、月によって引き起こされる潮汐力はごく小さく弱い。そのため地球はまだ完全に潮汐力の影響下に入っていない。しかし潮汐力は絶え間なく作用し、一瞬たりともその制御の努力を緩めることはなく、徐々に日と月の周期を一致させようとしている。もっともその進行は非常に遅い。

潮汐の理論によれば、遠い将来においては月が1日と同じ周期で地球の周りを公転し、両天体が常に同じ面を互いに向けるようになる状態が予想される。もちろんその際も潮汐力が依然として月の自転を制御できる限りである。地球と月の相互作用に関して言えば、このような状態は永続性を持つと考えられる。しかし、さらに遠い未来を想像してみると、地球と月のこのような調和が永遠に続かないようにする外部要因が存在することがわかる。月が地球に引き起こす潮汐力は太陽によるものよりもはるかに大きいため、これまでの議論では太陽による潮汐力はほとんど考慮されてこなかった。これは明らかにこの問題を扱う上での近似的手法に過ぎない。太陽の潮汐力の影響も無視できず、地球と月が最終的な臨界点に近づくにつれて、太陽の潮汐力の重要性は月の潮汐力に対して徐々に高まっていくだろう。太陽の潮汐力は地球の自転に対して絶えずさらなる制動力として作用することになる。したがって、日と月の周期が等しくなった後も、地球の自転速度はさらに遅くなることになる。つまり、遠い将来には月が地球の自転周期よりも短い時間で地球の周りを公転するようになるのである。

これらの見解を裏付ける非常に有益な証拠が、火星の衛星の発見にある。火星は比較的小さい惑星の一つである。

私たちの太陽系の構成要素です。その質量は地球の質量のわずか8分の1に過ぎません。火星のような小さな惑星は、地球のような大きな惑星に比べて、破壊されるための回転エネルギーがはるかに少ないのです。したがって、小さな惑星の進化は大きな惑星よりもはるかに速く進むと予想できます。つまり、火星やその衛星たちは、地球やその衛星よりも進んだ段階に達している可能性が高いのです。

1877年に火星の衛星が発見されて世界を驚かせたとき、最も驚異的だったのは内側の衛星の公転周期でした。第X章で既に述べたように、フォボスは7時間39分の周期で火星の周りを公転しています。一方、火星自体の自転周期は24時間37分です。このため、太陽系では前例のない事実として、衛星の公転速度が実際には惑星の自転速度の3倍も速いということになります。太陽の潮汐力が、先に述べたような形で火星の自転速度を低下させたことに疑いの余地はほとんどありません。

私にとって、先に述べた内容は天文学の歴史全体の中でも最も興味深く、教訓的なものの一つです。まず、火星の微小な衛星が望遠鏡によって発見されたという素晴らしい出来事があり、そのうちの一つの異常な運動も測定されました。次に、この現象の原因に対する満足のいく物理的説明が見出され、それが潮汐作用による進化の顕著な例であることが示されました。最後に、火星とその衛星の系が、何世紀も経った後に地球-月系が迎える運命の予兆であることが明らかになりました。

潮汐力が惑星の軌道形成にどれほど寄与してきたのかを探るのは自然なことです。ここでの状況は、地球-月系で見られるものとは大きく異なります。まず、問題を明確な形で述べてみましょう。太陽系は中心に太陽があり、その周りを惑星들이公転しています。これらの惑星は自転軸を中心に回転し、また何らかの

惑星にはそれぞれ衛星の系が存在する。簡単のため、すべての惑星とその衛星が同じ平面内を公転し、惑星自身はその平面に垂直な軸の周りを回転していると仮定してもよい。潮汐進化の理論を研究する際には、「運動量の保存」と呼ばれる重要な力学原理に従う必要がある。この偉大な原理の証明はここでは試みないが、運動法則から厳密に導き出すことができ、したがって通常の幾何学や代数の基本真理に次ぐ確実性を持つと言えば十分である。例えば巨大惑星の木星を考えてみよう。1秒間に木星は太陽の周りを一定の角度だけ移動する。木星の質量にその角度を掛け、さらにその積に木星から太陽までの距離の二乗を掛けると、一定の値が得られる。数学者はこの量を木星の「軌道運動量」と呼ぶ。[46]同様に、土星の質量に1秒間に惑星が移動する角度を掛け、その積に惑星と太陽の間の距離の二乗を掛けると、土星の軌道運動量が得られる。このような方法で、太陽の周りを公転する他の各惑星の運動量も求めることができる。また、惑星が自転軸の周りを回転する際の運動量も定義する必要がある。1秒間に木星は一定の角度だけ回転する。その角度に木星の質量を掛け、さらに木星の内部構造に依存するある長さの二乗を掛けると、「自転運動量」が得られる。同様の方法で、他の各惑星の自転運動量も求めることができる。各衛星も1秒間に主星の周りを一定の角度だけ回転する。1秒間に回転する角度に衛星の質量を掛け、その積に衛星と主星との距離の二乗を掛けることで、各衛星の運動量が得られる。最後に、太陽の自転による運動量も計算する。これは、1秒間に太陽が回転する角度に太陽の全質量を掛け、その積に太陽の内部構造の詳細に依存する非常に長い長さの二乗を掛けることで求められる。

もし運動量モーメントの意味を説明することに成功したならば、この偉大な法則の内容は比較的単純になる。まず第一に、どの惑星の運動量モーメントも変化しうるという点に注目すべきである。惑星が太陽から離れている距離が変わったり、惑星が自転する速度が変わったりすれば、その運動量モーメントも変化する。同様に、太陽の運動量モーメントも変化し得るし、衛星たちのそれも変化し得る。最初に、ある一定量の運動量モーメントが私たちの系に与えられ、その総量の一片たりとも、太陽系全体としては無駄にしたり失ったりすることはできない。系内のさまざまな天体間の相互作用がどのようなものであれ、それらがどのような摂動を受けようと——潮汐が生じようと、あるいは相互衝突が起ころうと——運動量モーメント保存の偉大な法則は必ず守られなければならない。もし太陽系内の一部の天体が運動量モーメントを失っているなら、系内の他の天体がそれを得て、総量が変わらないようにしなければならない。この考え方は潮汐と関連して極めて重要である。系内の運動量モーメントの分布は潮汐によって絶えず変化しているが、系外からの影響がない限り、潮汐がどのように満ち引いても、運動量モーメントの総量は決して変わることはない。

ここで、私たちの系が持つエネルギーと運動量モーメントとの違いについて指摘しておかなければならない。系内の相互作用が熱を生み出す限り、それはエネルギーを無駄にする傾向があり、その相当部分が散逸して失われる。しかし、その相互作用には運動量モーメントを散逸させる力はない。

太陽系の運動量モーメントの総量を100とすると、現在の分布は次の通りである：—

木星の運動量による軌道モーメント：60
土星の運動量による軌道モーメント：24
天王星の運動量による軌道モーメント：6
海王星の運動量による軌道モーメント：8
太陽の回転運動量によるモーメント：2
—
100

他の天体が与える影響は極めて微小である。内側にある数個の惑星の運動量による軌道モーメントは、全体の千分の一にも満たない。すべての惑星およびその衛星の回転運動による影響もさらに小さく、全体の六万分の一を超えない。したがって、惑星の軌道に及ぼす潮汐の一般的な影響を研究する際には、これら些細な要因は無視してもよい。しかし、問題をさらに絞り込み、一つの典型的な例に焦点を当てることが望ましい。太陽と木星を取り上げ、我々の宇宙系にある他のすべての天体が存在しないと仮定して、太陽によって木星に生じる潮汐や、木星によって太陽に生じる潮汐の影響について考察してみよう。

月が地球から生まれたのと同様に、惑星も太陽から生まれ、潮汐の作用によって徐々に現在の位置まで後退してきたのだと、安易に考えられるかもしれない。この問題を調べる手段として先に示した数値があり、木星や他のどの惑星も、現在よりも太陽にずっと近かったことはあり得ないことを示すことができる。木星と太陽の場合、運動量モーメントは3つの要素で構成されている。これらの要素の中で最も大きいのは木星の公転によるもので、次に大きいのが太陽によるものである。

3つ目の要因は、木星が自転していることによるものです。これらを概算値として次のように表すことができます。

–
軌道運動による角運動量：600,000
木星の自転による角運動量：20,000
太陽の自転による角運動量：12
木星の自転による角運動量

太陽は木星に潮汐力を及ぼし、その潮汐力によって木星の自転が遅くなります。その結果、木星の自転速度はますます遅くなり、したがって木星の角運動量も減少していきます。従って、現在の12という値も減少していかなければなりません。強大な太陽でさえも潮汐力によって影響を受ける可能性があります。木星は太陽に潮汐力を及ぼし、その潮汐力によって太陽の運動が遅くなり、結果として太陽の角運動量も減少します。これら二つの要因から、600,000という値は増加しなければならず、言い換えれば木星の軌道運動は加速しなければならない、あるいは木星は太陽から遠ざかっていかなければならないのです。この点において、太陽・木星系は地球・月系に類似しています。地球の潮汐力が月を遠ざけていくのと同様に、木星と太陽の間の潮汐力も徐々に両天体を離していくのです。しかし、これら二つのケースには大きな違いがあります。太陽によって木星内で生じる潮汐力の方が、木星によって太陽内で生じる潮汐力よりも強力であることが証明されています。したがって、現時点では太陽の影響は無視でき、実質的に木星の軌道運動による角運動量の増加は、木星の自転によって蓄えられたエネルギーによってもたらされているのです。しかし、12などという値は600,000に比べれば取るに足りないものです。たとえ木星自身の自転による角運動量とその衛星たちの角運動量がすべて消費されてしまったとしても…

軌道運動においては、後者に顕著な違いが生じることはほとんどない。古代においては、木星がより高温だったため現在よりも大きく、回転運動量もはるかに大きかったと考えることはできるかもしれない。しかし、木星の回転運動量が現在の100倍にも達していたというのは信じがたい。たとえ回転運動量の1,200単位が軌道運動に移行したとしても、それは木星と太陽との距離にごくわずかな変化しかもたらさないだけだろう。したがって、潮汐力が木星や他の巨大惑星の軌道の大きさを顕著に変えたとは考えられない。

しかし、いつかは潮汐力の影響によって木星の自転が徐々に弱まる時が来るだろう。その時には、太陽の自転による運動量が徐々に使われて惑星の軌道が拡大していくことがわかるだろう。しかし、この運動量は我々の太陽系全体の約2％に過ぎないため、何らかの顕著な効果をもたらすことはできない。

ダーウィン教授の手によって太陽系内の衛星系の過去の歴史について多くのことを教えてくれた潮汐進化論は、シー博士が指摘するように、二重星系の極端に離心率の高い軌道を説明するのにも役立つだろう。地球-月系では、質量が月の約80倍もある地球という、大きさが極端に異なる二つの天体が存在する。しかし、ほとんどの二重星の場合、質量においてそれほど大きな差がない二つの天体が関与している。元々は軌道の離心率はわずかだったはずだが、潮汐摩擦によってその軌道は拡大されるだけでなく、より細長くもなる。近心点（二つの天体が最も近づく位置）では加速力が遠心点（二つの天体が最も離れている位置）よりもはるかに大きい。したがって近心点では遠心点間の距離が大幅に増加し、逆に遠心点では近心点間の距離がごくわずかしか増加しない。このようにして楕円形の軌道が徐々に拡大されるにつれて、軌道の離心率はますます高くなり、最終的には自転が…

軸方向の運動量が軌道方向の運動量に変換されることによって、十分に減少するのである。

さて、他にも多くのテーマを取り上げることができたはずだが、ここでこの章を締めくくらなければならない。潮汐進化の理論は、実に特別な興味を引くものである。かつての数学者たちは、剛体から成る系の力学を解明することに力を注いだ。一方、現代の数学者たちのおかげで、天体が剛体ではなく、言い換えれば潮汐の影響を受けるというより現実的な前提のもとで天体力学が展開されるようになった。数学的な難しさは飛躍的に高まったが、問題はより自然に即したものとなり、既に近代における最も驚くべき天文学的発見のいくつかをもたらしている。

私たちの「天の物語」はこれで終わりだ。私たちはこの著作を、天文学における機械的・光学的補助手段についての説明から始め、人類が誕生するはるか以前に起こった天体現象を明らかにする知的探求方法についての簡単な説明で締めくくった。比較的近くにある天体について語り、次第に、可視宇宙の境界に位置しているように思える遠方の星雲や銀河団へと進んできた。しかし、無限に広がる宇宙全体と比べれば、たとえ最も高性能な望遠鏡を使っても、私たちが見ることができる範囲はいかに狭いことか！私たちの観測器具が到達できる深さがどれほど大きくても、その先には依然として無限に広がる空間がある。宇宙空間に描かれた巨大な球体を想像してみよう。その球体はあまりにも巨大で、太陽とその系、すべての恒星や星雲、さらには私たちの有限な想像力が及ぶすべての物体を含むほどだ。しかし、この巨大な球体の体積は、無限に広がる宇宙全体の体積に対して、どの程度の割合になるのだろうか？その割合は、露の一滴に含まれる水の量が大西洋全体の水の量に対して持つ割合よりも、はるかに小さいのである。

付録　天文学的量値

太陽

太陽と地球との平均距離は92,900,000マイルであり、直径は866,000マイルである。水と比較した場合の平均密度は1.4で、楕円率はほとんどない。自転周期は25日から26日の間である。

月

月と地球との平均距離は239,000マイルである。月の直径は2,160マイルで、水と比較した場合の平均密度は3.5である。地球の周りを一周するのにかかる時間は27.322日である。

惑星

太陽からの距離　密度　自転周期（平均）　直径（百万マイル）　水と比較した場合の密度
水星　36.0　28.6　43.3　87.969　3,030　6.85（？）
金星　67.2　66.6　67.5　224.70　7,700　4.85
地球　92.9　91.1　94.6　365.26　7,918　5.58　4.09　24.37
火星　141　128　155　686.98　4,230　4.01　22.7
木星　483　459　505　4,332.6　86,500　9.55　—　1.38
土星　886　834　936　10,759　71,000　10.14　—　0.72
天王星　1,782　1,700　1,860　30,687　31,900　不明　1.22
海王星　2,792　2,760　2,810　60,127　34,800　不明　1.11

火星の衛星たち

火星中心からの平均距離　周期　時間　時　分　秒
フォボス　5,800マイル　7時39分14秒
デイモス　14,500マイル　30時17分54秒

木星の衛星たち

木星中心からの平均距離　周期　時間　日　時　分　秒
新内側衛星バーナード　112,500マイル　0時11分57秒22分
I　261,000マイル　1時18分27秒34分
II　415,000マイル　3時13分13秒42分
III　664,000マイル　7時3分42秒33分
IV　1,167,000マイル　16時16分32秒11分

土星の衛星たち

土星中心からの平均距離　周期　時間　日　時　分　秒
ミマス　115,000マイル　0時22分37秒6分
エンケラドゥス　148,000マイル　1時8分53秒7分
テティス　183,000マイル　1時21分18秒26分
ディオネ　235,000マイル　2時17分41秒9分
レア　329,000マイル　4時12分25秒12分
タイタン　760,000マイル　15時22分41秒27分
ハイペリオン　921,000マイル　21時6分38秒31分
イアペトス　2,215,000マイル　79時7分56秒40分

天王星の衛星たち

天王星中心からの平均距離　周期　日　時間　分　秒
アリエル　119,000マイル　2日12時間29分21秒
ウンブリエル　166,000マイル　4日3時間27分37秒
ティタニア　272,000マイル　8日16時間56分30秒
オベロン　364,000マイル　13日11時間7分6秒

海王星の衛星たち

海王星中心からの平均距離　周期　日　時間　分　秒
サテライト　220,000マイル　5日21時間2分44秒

索引。

A

光の屈折、503–512；
星々の見かけ上の運動との関係、504、507；
ブラッドリーの発見、503；
原因、507–511；
星々の軌道、505–507；
光速に依存すること、511；
ドラコ座に与える影響、505；
望遠鏡による観測、510

アクロマートレンズの組み合わせ、11

J.C.アダムス教授と海王星の発見、324–327、330–332；
レオニダース流星群の軌道との関係、386

エロライト：チャコ・エロライト、398；オルグイユ・エロライト、399

ジョージ・エアリー卿、325

アルバン・マウント隕石群、393

アルコル、438

アルデバラン、209、418、419；
そのスペクトル、480；
その速度の値、484

アルゴル、485、487

アルマゲスト、7
アルフォンスゥス、92
アルプス、月の大きな谷、88
アルタイル、424
太陽中のアルミニウム、50
古代人の天文学、2–7
アンドリュース教授とジャイアントズ・コーズウェイの玄武岩層、407
アンドロメダ座、414；その中の星雲、469、489
アンドロメダ座の流星群とビエラ彗星、390
アンタレス、423
アペニン山脈（月の）、83
遠日点、163
水瓶座、215、413
鷲座、424
アラゴ、326

アルキメデス、88

アークトゥルス、358、480；
その速度の値、484

アルゲランダーの恒星目録、431、476

アルゴス、481

アリエル、309、559

アリスタルコス、90

アリスティッルス、88

アリストテレス：彼にちなんで名付けられた月のクレーター、88；
彼の著作に対する盲信、267；
月と潮汐との関係、535

小惑星、229–244

アストレア、328

ニネヴェの天文学者たち、156

天文学的量、558

古代天文学、2–7；
ガリレオの業績、10；
天文学の最初の現象、2

『アテナイウム』およびサー・ジョン・ハーシェルの手紙

海王星の発見におけるアダムスの功績、330
地球の大気圏の高さ、100
月と地球間の引力、75；
惑星同士の引力、148；
太陽と惑星間の引力、144、148；
木星の引力、248、249；
歳差運動を引き起こす力、498

オーリガ座、414、489
オーロラ、42
アウトロリクス、88
アウワースと恒星間の距離、449；
シリウスの不規則な運動との関係、427

地軸、極軸、196、497；
地球の歳差運動と章動、492–502

B

バックルンドとエンケの彗星、349、351
E.E.バーナード教授と土星、271、278、282；

そしてタイタン、294；
そして1892年の彗星、355；
そして天の川銀河、475

ビーハイブ、422

ベロポルスキー、M.と二重星、487、488

バナレス隕石、392

ベッセルとブラッドリー、501；
そしてシグニウス61の距離、446、448、449；
そして恒星の距離、442；
そしてシリウスの不規則な動き、426；
王立天文学会から金メダルを受賞、442

ベテルギウス、209、418、419、482；
その速度の値、484

ビエラの彗星とジョン・ハーシェル卿、357；
そしてアンドロメダ座の彗星、390

分光学的二重星、487

双眼鏡用レンズ、27

ビオとライーグル隕石、392

ボーデの法則、230；

二重星の一覧、435

ボンド教授と土星の衛星たち、296；
オリオン座の星雲との関係、469；
土星の第三の環との関係、280

おひつじ座、422

ブラッドリーと天体の章動、501；
光の屈折との関係、503；
天王星に関する彼の観測、312

ブレディチン教授と彗星の尾、365, 366, 367

ブライテンバッハ鉄、397

ブリストル海峡の潮汐、538

ブリューノウ博士による61 Cygniの視差に関する観測、449

ジョン・ムーア卿の埋葬、72

バーナム氏とシリウスの軌道、427；
既知の二重星の数に彼が加えたもの、439

バトラー司教と確率、460

ブツラ隕石、397

C

太陽中のカドミウム、50

カレーの潮汐、536

太陽中のカルシウム、50

キャンベル氏とアーガス、481；
そして火星、223

火星の運河、220

カンクリ20、154

カンクリ、ζ、154

カンクリ、θ、154

カニス・マヨール、419

カノープス、422

ケープ天文台、27

カペラ、414、480、487

石炭紀、518

カーディフの潮汐、538

カッシーニ、J.D.と二重星、434；
そして土星の衛星、294；

土星の環、278

カシオペヤ座、412

カストール、420、487；
二重星、437；
公転周期、437

恒星目録、310、311；
メシエの目録、529

カタリーナ座、92

ケンタウルス座α星、422；
ギル博士による観測、451；
ヘンダーソンによる距離測定、442、451

セレス、231、232、238；
隕石との関係、404、405

チャコ隕石、398

シャコルナック、および月のクレーター「シッカード」、90

チャレンジャー号の航海と大西洋の磁気粒子、408

チャリス教授、326；
海王星探索、327、328、331、332

チャンドラー氏とアルゴル星、485

チャールズの戦車、28

チェプストウの潮の満ち引き、538

1744年の彗星を発見したシェゾー、367

シカゴのイェルクス天文台にある望遠鏡、16

クラードニーとシベリアの隕石、392

太陽中のクロム、50

色球層、54

月によって検証されたクロノメーター、80

クレローと惑星が彗星に与える引力、342、343

クラヴィウス、91；木星の衛星との関係、267

天体時計、23

星団、461–464

太陽中のコバルト、50

コッジャの彗星、1874年、337

光の色とその光源の特定、46

色、7つの原色、45
コロンビアッド、401
コロンブス、7
彗星、112、149、250、336；
分光器との関係、355；
惑星からの引力、342、360；
ビエラの彗星、357；
ビエラの彗星とアンドロメダ彗星、390；
クレローの研究、342、343；
コッジャの彗星、337；
コモンの彗星（1882年）、354；
流れ星群との関連、388；
構成、336；
ナトリウムや鉄を含むこと、356；
ドナティの彗星（1858年）、353、358、366；
離心率、360；
エンケの彗星、344–352；
炭素の存在、356、367；
重力との関係、343、348；
ハレーの研究、341–344；
彗星の核、337；
レクセルの彗星、370；
質量、359；
動き、336；
ニュートンによる説明、338；
周期的でない彗星、353–356；
1531年の彗星、341；
1607年の彗星、341；
1681年の彗星、338、339

1682年のもの、341個；
1744年のもの（シェゾーによる）、367個；
1818年のもの、345個；
1843年のもの、352個；
1866年のもの、388個；
1874年のもの、337個；
1892年のもの、355個；
その起源、369；
放物線状の軌道、338–340、360；
周期的な戻り、338–341；
形状、336；
大きさ、337；
尾のないもの、370；
尾のあるもの、337、361；
ブレディチンの研究、365；
シェゾーの研究、367；
構成、365、369；
凝縮、369；
電気との関係、368；
徐々な成長、363；
進行方向の法則、362；
太陽による反発、364；
反発力、364、368；
さまざまな種類、365；
テバットの研究（1881年）、353；
細さ、357

ドクター・コモン、反射鏡の製造者、21；
1882年の彗星との関係、354；
オリオン座の星雲との関係、469

キャプテン・クック、金星の通過との関係、184

コープランド博士とシュミットの星、489；
月のクレーターであるティコ、92；
星雲のスペクトル、473；
金星の通過、189

コペルニクスと水星、156；
木星の衛星の発見による彼の理論の証明、267；
彼の天文学理論、7；
彼にちなんで名付けられた月のクレーター、89

太陽中の銅、50

コル・スコルピオニス、423

北極光、423、488

日食時の太陽のコロナ、62–64、151

コロニウム、64

コトパキシ山と隕石、401

カニ座、422

クラブツリーと金星の通過、180

土星の縞模様、281

月のクレーター、83–85、87–98

臨界速度、103、104、237

クラウン、423

ホイヘンスの暗号、277

くじら座β星、439

くじら座61、年周視差、450；
ベッセルによる距離測定、442、446、447；
ブリューノーによる観測、449；
太陽からの距離、452；
及ぼす影響、452；
二重星、446；
A・ホール教授による測定、449；
プリチャード教授による写真による研究、449；
自己運動、446；
ストルーヴェによる観測、448、449；
速度、452

くじら座、424

キリルス、92

シサットとオリオン帯、467

D

太陽スペクトルのD線、48

G.H.ダーウィン教授と潮汐進化、531

ドーズ、教授、そして土星の第三の環、281
1日の長さと月、542；また潮汐、541
デイモス、226、558
デネボラ、423
回折、56
ディオネ、559
色の分散、47
天文学的な距離、558、559
ドーアフェルと彗星、339
犬の星（シリウスを参照）
小犬座、420
ドナティの彗星、353、358；尾、366
二重星、434–440
D Q、236
ドラコ座の星雲、470

ドラゴン、415

ドレイパー教授とオリオン座の星雲、469

ダンシンク天文台、12、184、447、449

動的安定性、547；ニュートンの理論、214

力学と地球・月系、546

力学の創始者、ガリレオ、10

E

イーグル、424

地球、古代の地球に関する考え方、3；地球の年周運動と恒星の見かけ上の運動、507、512；木星の引力、319；エンケ彗星の引力、350；レオニッド流星群の引力、386；土星の引力、319；月の引力、75、497；太陽の引力、496；地球の自転、558；石炭紀の地球、518；地球の気候変動、518；地球の構成、496

流星との大気の接触、377–379；
密度、558；
直径、558；
火星からの距離、213；
月からの距離、73、558；
太陽からの距離、31、114、184、240、265、351、512、558；
自転によるエネルギー、540；
かつては溶融した球体だった、200、201；
地質記録との関係、517；
氷河時代、518；
重力との関係、204、206、207、497；
内部の熱、94、197、198、251、514；
測定方法、193–196；
隕石の落下による質量の増加、408；
かつての海洋は蒸気状態だった、251；
かつては月のすぐ近くにあった、542；
軌道、114；
楕円形の軌道、139；
金星や火星によって軌道が乱されること、319；
周期、558；
軌道面、309；
極軸、196、492–502；
太陽や月に対する位置、76、77；
軸の進行や回動、492–502；
半径、193、512；
自転、75、196、200、494、496；

形状：192、195、197、201、207；
大きさ：木星との比較では119、他の惑星との比較でも119；
太陽や月との比較における大きさと質量：30、74、75；
速度：115、139、146、512、周期時間も143；
火山活動：197、隕石の起源：405；
質量：202、248、土星との比較では271、272

地震、天体観測機器への影響：24

惑星の軌道の離心率：136、211

木星の衛星の食：261、262、265–267

月の軌道：77–80；太陽の軌道：53

日食に関する古代の説明：6；日食の再発周期の計算：79、80

黄道：5、233；黄道の極：493、500、505

電灯：44

楕円：136

離心率、137；
焦点、137；
ケプラーによる発見、136、138、142–144、505；
惑星の軌道が取る形、136；
視差、444；
軌道の多様な形、139

エンケラドゥス、559

エンケと地球から太陽までの距離、147、184；
彼の彗星、344–352

エンケの彗星、344–352；
木星に接近する様子、349；
水星との関係、349；
太陽との関係、346；
周期の短縮、351；
水星からの距離、347；
地球や水星による影響、350、348；
軌道の不規則性、347、351；
軌道、346；
定期的な回帰、351；
フォン・アステンによる計算、349–350

潮汐を生み出すエネルギー、539

エンジスハイム隕石、393

赤道直径、196,497；
望遠鏡、14

エラトステネス、89

エロス、236

噴火、197

夕方の星、109, 169

目の構造、10

F

太陽のフアクラエ、37

1869年の火球、375

火球、374

「固定」星、503

フラムスティード、初代王室天文官、311；
彼の『Historia Cœlestis』、311

惑星軌道の焦点、137–139

フォマルハウト、413

フラウンホーファー、478

フラウンホーファー線、48

ファンディ湾の潮汐、538

G

ガリレオの業績、10；
木星の衛星に関する研究、267；
土星の環に関する研究、273、274；
プレアデス星団に関する研究、418

ガッレ博士と海王星、328–330

ガッセンディと水星の通過、164；
金星の通過に関する研究、178；
彼にちなんで名付けられた月のクレーター、90

ガウスと小惑星ケレス、232

みずがめ座、303、420

みずがめ座流星群、400

地質学者と時間の経過、453

東洋の幾何学者、5

古代人による幾何学の発展、6

ジョージ3世とサー・W・ハーシェル、299、306

ジャイアントズ・コーズウェイ、407

ギル、D博士、27；
そしてジュノー、243；
そして小惑星たち、242；
そしてαケンタウリの視差、451；
そして火星の視差、214

氷河期、518

重力の法則、122–149；
そして二重星、437；
そして歳差運動、497；
そして地球の自転軸、495, 497, 499；
そして彗星の放物線状の軌道、340；
そして彗星の周期的な回帰、343；
そして地球の重量、203, 204；
実験による説明、123, 124, 127, 129–132；
月の観測によってその発見が助けられた、108, 125；
衛星への影響、149；
恒星への影響、149；
潮汐への影響、149；
ル・ヴェリエによるその証明、330；
ニュートンの発見、125, 126, 147；
月における重力、96；
天体全体における普遍性、128, 373

大熊座、27, 28, 241；
その配置、410；
大熊座内の二重星、438；
大熊座の位置、409, 411

グリーン氏とマース、220
グリニッジ天文台、26、311
グリフィス氏と木星、252
グリマルディ、90
ハワード・グラブ卿、14
「ガーデズ」、412
『ガリバー旅行記』と火星の衛星、228

H
ハドリーによる土星の観測、282
アサフ・ホール教授と火星の衛星、225
ハレーと彗星の周期性、341–343；金星の通過、180
熱と天文学との関係、513；地球内部の熱、197–199、514；太陽の熱、515–526
ヘリオメーター、243

ヘリウム、55

ヘンダーソン、およびアルファ・ケンタウリまでの距離、442、451

ヘラクレス座にある星団、269、462

ヘロドトス（月面のクレーター）、90

ハーシェル、キャロライン、299、465

ハーシェル、サー・ジョン：英国協会への演説、328；ベッセルに金メダルが授与された際の演説、443；ビエラ彗星について、357；星雲について、464；ネプチューン発見におけるアダムスの功績に関するアテノエウム誌への手紙、330

ハーシェル、サー・W.：二重星について、435、436；土星について、279；土星の衛星について、295；エンペラス・カテリーナについて、301；太陽系がりら座に向かって移動していることについて、457；天王星の衛星の発見、308、309；天王星の発見、305、308；彼の若き日々、299；サー・W.ワトソンとの友情、302；自身で望遠鏡を製作、301

「王の天文学者」、307頁；
彼が作った望遠鏡の製造方法、302頁；
音楽的才能、299頁；
バースのオクタゴン・チャペルのオルガニスト、300頁；
ジョージ3世による脱走の許し、299頁；
天文学への情熱、300頁、301頁；
音楽家としての職を放棄、307頁；
恒星集団に関する理論、529頁；
星雲に関する研究、464–465頁、529頁

ヘルシェル式望遠鏡、19頁

『Historia Cœlestis』、311頁

ホエディ、414頁

ホームズ氏の彗星（1892年）、355頁

ホロックスと金星の通過、179頁

ハワード氏とベナレスの隕石、392頁

ウィグインス卿、479頁、483頁；
星雲に関する研究、472頁

ホイヘンスと土星の環、275–278頁；
土星の最初の衛星を発見、293頁

ヒアデス星団、419頁

シリウスとベガにおける水素、479頁；
太陽内の水素、50頁

ヒュギヌス、93

ハイペリオン、559

I

イアペトス、559

イベリア人、3

異端審問とガリレオ、10

イリス、242

北極地域の鉄粉、408；
太陽内の鉄、50；
隕石の鉄、396；
そのスペクトル、50

J

ヤンセン、M.、34、53；
金星の通過との関連、177

ユノー、233、238

木星、古代における研究、6；
レオニッド流星群との関連、386；
木星の引力、248；
木星の自転、558；
木星の帯、252；

輝度、257；
構成、250；
雲に覆われている、253、254；
密度、558；
直径、247、558；
地球からの距離、110、111；
太陽からの距離、246、558；
居住可能性、257；
太陽から受ける熱量、256；
内部の熱、252、256、515；
恒久的な地形がない、253；
固体としての性質がない、248、253、254；
運動量のモーメント、554、555；
掩蔽現象、255；
軌道、114、115、246；
土星の引力によって軌道が乱される、316；
周期、558；
惑星、または「流浪者」、111；
1878年に見られた赤い斑点、253；
公転、246；
自転、201、202；
衛星、247、249、257–261、265、559；
衛星と重力、266；
衛星とコペルニクスの理論、267；
衛星によって生じる影、257；
形状、201、202、247、252；
地球と比較した大きさ、19、246、248；
他の惑星と比較した大きさ、114；
太陽と比較した大きさ、114。

嵐、256；
潮汐、555；
その重さ、248、250；
エンケの彗星との関係、350

K

キーラー教授と土星の環、288

ケンプフ博士と太陽の速度、484

ケプラーと彗星、360；
惑星運動の法則との関係、10；
流星との関係、386；
火星の軌道との関係、209；
彼の法則の説明、147、148、533；
惑星軌道の形状の発見、136、138；
彼の最初の惑星運動の法則、138；
彼にちなんで名付けられた月のクレーター、90；
金星と水星の通過の予測、163、178；
第二法則、141；
第三法則、142

子供たち、414

キルヒホッフとスペクトル分析、478

カークウッド教授と土星の衛星の動き、296

クリンカーフュース、教授、390

L

ラグランジュと惑星の摂動理論、320–322；
彼の惑星の剛体性に関する仮定、531

ライーグル隕石、392

ラランドと海王星、332、333

月面の景観、98

レーン、J・ホーマー氏、522

ラプラスと星雲説、526；
木星の衛星について、266；
惑星の摂動理論について、320

ラッセル氏と土星の8番目の衛星、296；
海王星の衛星を発見、334

万有引力の法則（「重力」を参照）

惑星運動の法則（「惑星運動」を参照）

太陽中の鉛、50

レジャー氏、およびマーキュリー、163

ライプニッツ――彼にちなんで名付けられた月の山々、93

レモニエ、および天王星、312

しし座、および流れ星、380、420

レオニッド群――惑星の引力による影響、386；
流れ星の幅、387；
形状の変化、383；
数の減少、385；
膨大な数の存在、382；
歴史的記録、383；
流れ星の長さ、387；
ル・ヴェリエと、太陽系への導入の原因、388；
流れ星の群れ、382；
定期的な再出現、382；
彗星との関連性、およびシアパレッリ教授、388

しし座γ――その速度の値、484

赤道隆起による力の作用、498

ル・ヴェリエ、および火星、214；
海王星の発見との関係、324–332；
レオニッド群が太陽系に導入された経緯、388；
水星の質量との関係、349

レクセルの彗星、370
振動、84
リック天文台、16
光の屈折、503–512；
光の速度、261, 262, 265, 505, 512

リンネ、87, 94
しし座、420, 421
こぐま座、412
いぬ座、420
リヴィウスと隕石、393
ロイド、プロヴォスト、407
ロッキヤー、ノーマン卿とベテルギウス、482；
太陽光との関係、52

ロンドンの潮汐、538
ルーヴァン、F・テルビーとタイタン、295
ローウェル氏と水星、165
月の潮汐、548, 549
りょう座への太陽系の移動、459

リラ座、424；
その中の星雲、469

リリッド群、400

M

メードラーと月のクレーター、88、90、91

マゼラン雲、463

マグネシウム、その炎の色、46；
太陽内での存在、50

磁気、太陽黒点との関連、42

太陽内のマンガン、50

マラルディと土星の環、279

クリシウム海、83；
フェクンディターティス海、83；
フムーラム海、83；
インブリウム海、83、98；
ネクタリス海、83；
ヌビウム海、83；
セレニターティス海、83；
トランキリターティス海、83；
ヴァペルウム海、83

火星、古代における研究、6；

望遠鏡による姿、218；
大気、222；
自転、558；
運河、220；
密度、558；
直径、558；
地球からの距離、213；
太陽からの距離、213、558；
重力、225；
ル・ヴェリエによる発見、214；
生命の存在は不可能、224；
表面の特徴、218；
動き、211–213；
衝の時期、209–211；
軌道、116、209、210、213；
その軌道とケプラーの法則、209；
視差（1877年）とD・ギル博士、214；
周期、558；
惑星または「流浪天体」、111；
「極冠」、218、219；
地球に近い位置、110；
出没、209；
自転、218；
衛星、225–228、558；
他の惑星との大きさの比較、116、216；
潮汐、551；
水と氷、219、224

マクシミリアン皇帝、393

マイヤー、トビアスと天王星、312

地球の測定、193–196
地中海の潮汐、537
水星に関する古代の研究、6；
その発見の歴史、155–157；
水星の大気、166；
水星が彗星に与える引力、347；
水星の気候、163；
地球との距離の比較、111；
水星の構成、160；
三日月形をしていること、160；
水星の密度、558；
水星の直径、558；
太陽からの距離、151, 558；
水星での居住可能性、163；
水星の運動、160, 161；
水星の楕円形の形状、139, 161；
水星の軌道、114；
水星の公転周期、161；
水星の周期的な出現、158；
水星の周期的な時間、558；
水星に及ぼす影響、350；
水星は惑星か「流浪天体」か、111；
水星の公転、165；
水星の自転とスキアパレッリ教授の研究、165；
他の惑星と比べた水星の大きさ、116；
水星の表面、162；
水星の通過、152；
水星の通過とガッセンディの観測、164；

ケプラーによる通過の予測、163；
速度、162；
重量、166、349

子午線円、22、24

メシエ星表、529

流れ星（「流星」を参照）

隕石、391；
アルバン山、393；
古代の記録、392、393；
ベナレス、392；
ブツラ、397；
チャコ、398；
特徴、397；
シベリアでの発見に関するクラードニーの記述、392；
構成、397–399；
エンシスハイム（1492年）、393；
ヒンドゥー教の記録、391；
ライグル、392；
彗星との関連はない、400；
流星群との関連もない、400；
オルグイユ、399；
起源、400–408；
オヴィファク、407；
ロウトン、395–396；
ウォルド・コテージ、392

マイクロメーター、86

天の川銀河、462–3、474–6
ミマス、559
小惑星、229–244
ミラ・セティ、430、482
ミザル、438、486
運動量のモーメント、552–554
1日という期間、547
月、その上の空気の不在、85、99；
その上の熱の不在、95；
潮の原因となる要因、70、535–537；
月に関する古代の発見、5；
月の見かけの大きさ、73；
地球への引力、75；
太陽と比較した月の明るさ、71；
1日という期間中の変化、71、74；
月面の地図、81；
月面のクレーター、83、84、87–98、514；
月の密度、558；
月の直径、558；
地球からの距離、73、75、568；
月食、6、77–80；
万有引力の法則を示す図、96、131、133；
月面の風景、98；
月では生命は存在不可能、99

山などの高さの測定、85、86；
マイクロメーター、86；その動き、75；
その上にある山々、83、85、88、89、91、93；
その位相、71、76；
軌道面、310、500、501；
詩人や芸術家との関係、72；
極、500；
隕石が放出される可能性、402；
地球から剥がれ落ちた可能性、543；
先史時代の潮汐、548、549；
進行運動を引き起こす、497–499；
地球に近い距離、73、75；
地球から遠ざかっている、545；
地球および太陽に対する相対的な位置、76、77；
地球の周りを回る公転、75、76、558；
その上の「海」、82、83；
その影、85；
地球との大きさの比較、74；
クロノメーターの検証手段、80；
地球の潮汐の影響、549；
水がない、100；
その位相によって天気が影響されない、82；
その重さ、74

惑星の運動法則、138、141、142、147、148

月の山々、83、85、93

N

ナスミス氏と月のクレーターの形成、95

自然史博物館、隕石、394

航海年鑑、189

干潮、538

星雲：アンドロメダ座のもの、469；
リラ座の環状星雲、469；
オリオン座の星雲、269、461、466–469；
色、468；
明るさ、468；
性質、467；
ドラコ座の惑星状星雲、470；
最も単純なタイプの星雲、528；
さまざまな種類の星雲、528

星雲、464–472；
凝縮、528；
距離、464；
二重星雲、470；
ハーシェルによる星雲に関する研究、464–465、528、529；
数、466；
惑星状星雲、470；
自発光性の星雲、464；
太陽より大きい最小の星雲、464；
螺旋状星雲、470

星雲説、526
海王星、112；
アダムスの研究、324–326、332；
チャリスによる観測、326–328；
密度、558；
直径、333、558；
円盤状構造、332；
発見（1846年）、315；
太陽からの距離、334、558；
ラランドによる観測、332、333；
ル・ヴェリエの計算、324–332；
運動量、554；
軌道、117；
公転周期、558；
自転、不確か、333；
ラッセル氏によって発見された衛星、559；
他の惑星との大きさの比較、119；
蒸気状の大気、333；
質量、333

H.F.ニューアル氏およびカペラ、487；
恒星の速度の値との関係、483

ニューコム教授、9、264、267、522

ニュートン教授、流星群との関連、377、384

アイザック・ニュートン卿、重力の発見、ケプラーの法則を検証、144

力学理論、214；
彼の教授法の例、144–147；
万有引力の法則との関係、125, 126, 537；
彗星の放物線軌道との関係、338–340；
反射望遠鏡、19；
地球の重力との関係、203

太陽中のニッケル、50

ニネベの天文学者たち、156

ノルデンショルドとオヴィファク隕石、407

新星シギヌス、431；
その明るさ、454；
明るさの減少、455；
距離、456；
視差、455

11月の流れ星、376, 377, 379

章動とブラッドリー、501

O

オベロン、309, 559

対物レンズ、11, 12, 14, 16, 19

天文台、9–28

喜望峰天文台、27；

ダンシンク、12、184；
グリニッジ、26、314；
リック、16；
パリ、22；
ウラニボルグ、10；
ウィーン、14；
ワシントン、226；
ヤーキス、16

掩蔽、102、215

オケアヌス・プロケラルム、83

観測用望遠鏡、27、28

火星の衝、209

軌道運動量、552

惑星の軌道、114、115、117；
寸法、139–143；
楕円形、138–140；
小惑星、232、234、239；
完全な円ではない、135；
天王星の衛星の軌道、310；
太陽が共通焦点、139

オルグイユ隕石、399

オリオン座、4、418

オリオン帯、418、467；
明るさ、418；

ネビュラ・イン、269、461、466–469

オリオン座α星、418、482

オリオン座θ星、多重星、318、467

オヴィファク隕石、407

P

パリサと小惑星たち、234

パラス、233、238

彗星の放物線軌道、338–340

視差楕円、444

視差、181、182、214、443；
恒星の視差、507

パリス望遠鏡、22、23

ペガスス座の大四辺形、413、414

ペグトップと地球の自転、494

地球の重力を測定するための振り子、205

太陽黒点の半影、51

近日点、163

惑星の周期、139–143、558

太陽黒点の周期性、41

ペルセウス座流星群、400

ペルセウス座、415、416、429；
剣の柄、462

惑星の摂動、317–324、346

摂動理論、296

ペタヴィウス、93

ピータース教授と小惑星の図表、234；
シリウスの異常動きと、427

月の満ち欠け、71、76

フォボス、226、551、558

写真撮影と実用天文学、25；
61 Cygniの距離と、449；
ロバーツ博士とアンドロメダ星雲、469；
コモン氏とオリオン星雲、469；
W・ハギンズ卿と星雲のスペクトル、

473
光球層、37、54

恒星の物理的性質、477

最初に発見された小惑星の発見者、ピアッツィ、203

ピカリング教授、218、220、255、265；ベテルギウスについて、482；惑星状星雲について、474；土星の衛星について、296；分光二重星について、486、487

ピコ、89

惑星の運動、ケプラーの法則、138、141、142、147、148

惑星状星雲、470

惑星間の干渉、317–324

惑星に関する古代の考え方、2、6；惑星のおおよその数、112；惑星同士の引力、148、317；彗星による引力、360；ボーデの法則、230；惑星の大きさの比較、118、119；地球からの距離、109–111；太陽からの距離、558；恒星との違い、111

運動の不規則性、317–324；
ラグランジュの剛体理論、531；
太陽から来る光、113；
小惑星、229–244；
4つの巨大天体の軌道、117；
4つの内側にある天体の軌道、114；
軌道の焦点は太陽の中心にある、139；
軌道は正確な円形ではない、135；
軌道は楕円形をしている、136–138；
星雲説によるその起源、526；
周期的な時間、139–143、558；
天体間の相対距離、229；
公転時の方向の一様性、120、322；
速度、139–142、144、146、237

プラトン（月のクレーター）、89

プレアデス星団、241、416；
夏には見えない、416

プリニウス、潮汐と月について、535

プラウ星、28

ポグソン氏、390

大熊座の指標星、28、411

極軸、196

火星の極冠、218、219

極、北極星からの距離
減少、494；
高度、195；
動き、492；
ドラコ座α星の近く、494；
ヴェガまたは天琴座α星の近く、494

北極星、194；
こぐま座に属する、412；
天球の極からの距離、
412、492、494；
位置、411；
ゆっくりとした動き、412

ポルックス、420、480；
速度の値、484

ポンスおよび1818年の彗星、345

ポシドニオス、87

太陽中のカリウム、50

プレゼペ、422

地球軸の進行と章動、
492–502

プロクターおよびアルゲランダーの星図に記載された恒星、
476

プリズム、45；
その分析能力、46

プリチャード教授、恒星写真に関する研究、449

プロキオン、420；
その速度の値、484

太陽上の突起、53–59

プトレマイオス、彼の天文学理論、6；
彼にちなんで名付けられた月のクレーター、92

Q

カランティッド、400

R

地球の半径、193, 512

虹、45

ラム座、420

反射望遠鏡、19, 21, 25

プリズムによる屈折、45

屈折望遠鏡、11, 14, 16

レグルス、421、479

潮汐水によって形成される貯水池、538

網膜と望遠鏡、10、11

レア、559

リゲル、418、420、480

惑星の剛性、532、533

アイザック・ロバーツ博士とアンドロメダ座の星雲、469；
オリオン座の星雲と、469

ローマーと光速、261

ロマンス星、151–154

ロス望遠鏡、19、20、468、470

回転運動量、553

ローランド教授とスペクトル線、491

ロートン・シデライト、395

王立天文学会とベッセル、442

サッフォー、242

木星の衛星、249、250、257–261、266、559；
コペルニクスの理論の確認、267

火星の衛星、209、225–228、551、558

海王星の衛星、334、559

土星の衛星、559；
ボンドによる発見、296；
カッシーニによる発見、294；
距離、559；
ハーシェルによる発見、295；
ホイヘンスによる発見、293；
カークウッドによる推論、296；
ラッセルによる推論、296；
運動、296；
星雲説による起源の説明、526

天王星の衛星、308、309、310、559

土星に関する古代の研究、6；
天王星への引力、322；
自転、558；
美しさ、209；
地球との比較的な近さ、110；
密度、558；
直径、271、558

太陽からの距離：268、271、558；
楕円軌道：271；
重力の影響：283；
内部熱：272、515；
レオニッド流星群との関係：386；
低密度：272；
運動量のモーメント：554；
運動：271；
軌道：117、118；
木星の引力による軌道の乱れ：316；
周期：558；
公転周期：269；
美しさ：291；
太陽系内での位置：269；
環：269；
ボンズによる環の発見：280；
カッシーニによる環の発見：278；
環の一貫性：286；
ドーズによる環の発見：281；
ガリレオによる環の発見：273、274；
ハドリーによる環の観測：282；
ハーシェルによる環に関する研究：279；
ホイヘンスによる環の発見：275–278；
キーラーによる環の回転速度の測定：288；
マラルディによる環に関する研究：279；
環の回転：285、288；
環のスペクトル：291；
トルーヴロによる環の図画：278；
衛星：293、294、295、296、559；
他の惑星と比較した大きさ：119、269、272。

スペクトル、291；
火星や金星とは外見が異なる、269；
速度、271；
地球との重量比、272

サヴァリーと二重星、436

シェーベルレ氏と火星、224

シャイナーと恒星の速度値、483；
太陽黒点に関する観測、36

スキアパレッリ教授と火星、220；
流れ星群と彗星の関連性、388；
水星の自転、165

シッカルド、90

シュミットと天鵞座新星、454、489；
リンネクレーター、87；
ライプニッツ山脈、93

シュレーターとポシドニウスクレーター、87

シュヴァーベと太陽黒点、40

月の海、82

セッキと恒星スペクトル、479

流れ星の群れ、377；
寸法、377

流れ星（「流れ星」を参照）

鎌状星雲、421

W・ハーシェル卿の恒星集合説、529

菱鉄鉱、ロウトン、395

虹の入り口、83

シリウス、位置の変化、425；
伴星、427、428；
並外れた光沢、110；
運動の不規則性、426；
太陽より大きい、110；
最も明るい星、419；
周期的な出現、157；
自己運動、425；
スペクトル、479；
速度、426；
質量、427

C.P.スミス教授、493

ナトリウム、炎の色、49；
太陽内での存在、50

太陽コロナ、プロミネンスなど（「太陽」の項を参照）

太陽系、107–121；
コペルニクスによる太陽系の説明、7；
重力が太陽系に与える影響、149；
金星の通過を観測することによって得られた太陽系に関する情報、174；
宇宙における「島」、121；
小惑星、229–244；
運動量のモーメント、554；
太陽系が天琴座の方向へ移動していること、457；
星雲説によって示唆される太陽系の起源、526；
土星と天王星の太陽系内での位置、297, 305

サウス、サー・ジェームズ、12

恒星のスペクトル、479

分光ヘリオグラフ、58

分光器、43–56；
分光器を用いた太陽内の鉄の検出、50

分光二重星、487

スペクトル分析、47；
暗線、49, 50；
ガス状星雲、474；
D線、48, 49

ロスの分光鏡、20

スピカ、423, 487

マイクロメーターを調整するためのスパイダースレッド、86；
望遠鏡の照準用、22

太陽の黒点、36–43；
磁気との関連、42；
周期、41；
持続時間、41；
最も多く見られる時期、42；
動き、36；
公転周期、40；
シャイナーの観測結果、36；
黒点が現れる領域、39

星団、461–464；
ヘラクレス座にある星団、462；
ペルセウス座にある星団、462

恒星の見かけ上の運動——歳差、章動、視差によるもの、504；
恒星のおおよその数、28；
恒星間の引力は無視できるほど小さい、316；
恒星のカタログ、310、311、409、431；
恒星の図表、325、328；
恒星の円運動、505–507

恒星の距離、441；
ベッセルの研究、442–449；
ヘンダーソンの研究、442；
距離を測定する方法、443–445；
ストルーヴェの業績、442、448、449；
視差楕円、444–449

恒星、二重のもの、434；
ボーデのリスト、435；
バーナムによる追加、439；
カッシーニ、434；
ハーシェル、435、436；
測定、435、436；
公転、436；
サヴァリー、436；
軌道の形状、436；
色の変化、438

恒星の楕円運動、506；
重力との関係、149；
惑星との違い、111；
物理的性質、477；
惑星系を持つ可能性、121；
実際の運動と見かけ上の運動、504；
真の太陽であること、32、121

流星、惑星の引力、386；
彗星との関連、388–390；
数の多さ、372；
群れの大きさ、377；
特徴、373；
軌道の長さ、387；
軌道、378；
軌道の徐々な変化、386；
公転周期、384；
定期的な回帰、378、379；
1866年11月の流星群、377、379–380

1866年11月のシャワー、およびアダムス教授、384、386；
1866年11月のシャワー、しし座からの放射線、380；
1872年11月のシャワー、389；
シャワー、376；
シャワーとニュートン教授、377；
軌道、377；
地球大気との摩擦により蒸気に変化する、374、376；
速度、373、386

恒星、そのスペクトル、479；
古代人の恒星に関する見解、3；
恒星の温度、515；
一時的な恒星、430、488；
恒星の速度の値、484；
変光星、429

ストーニー博士、G.J.、387

ストロンチウム、その炎、46；
太陽内におけるストロンチウム、50

ストルーヴェ、オットー、およびヴェガまでの距離、442、447；
およびシグニウス61までの距離、448、449

太陽、および光の速度、265；
惑星から見た太陽の見かけ上の大きさ、117、118；
恒星としての太陽、32；
太陽の自転、558；

地球との比較、29；
季節との関連、4；
日食時のコロナ、62–64；
密度、65、558；
直径、558；
火星からの距離、213；
土星からの距離、271；
地球からの距離、31、114、184、240、558；
日食、6、53；
楕円率、558；
表面の斑点、37；
惑星軌道の焦点、138；
徐々に熱を失う様子、95；
表面の粒状構造、34；
熱とその源、515–526；
木星に向かって放出される熱、256；
小惑星との関係、240；
りゅう座の方向への移動、457；
その熱に関する星雲説、526；
撮影された姿、34；
地球軸の進行、497；
表面の突起物、53–59；
月との関係、71；
出没、2；
自転、40、201；
大きさ、29；
スペクトル、48；
表面の斑点、36–43；
斑点と磁気との関連、42；
表面の嵐や乱れ、42、43；
表面が気体でできていること、34；
表面が斑点模様であること、34。

初期の天文学者たちの見解について、3–7；
温度、30, 31, 516；
表面の質感、34；
潮汐の影響、530；
速度、484；
木星との重量比較、250, 350；
黄道光との関係、67；
表面の帯状構造、39

太陽光線に関する発見、44

スワン座、424, 439, 445

ペルセウス座の剣の柄、462

シルティス・マヨール、222

T

おうし座、231, 419

テブット彗星、353

望遠鏡、最初のものの製作、10；
赤道式望遠鏡（ダンシンク型）、12–14, 185；
グリニッジ望遠鏡、26；
ハーシェル式望遠鏡、19；
リック望遠鏡、16, 19；
パリ望遠鏡、22, 23；
反射式望遠鏡、19, 21；

屈折、11、14；
ロス、19、20、468、470；
その観測、23；
目の構造が屈折の原理を示している、10；
ウィーン、14–16；
ワシントン、226；
ヤーキス、16

一時的な星、430、488

テティス、559

テオフィルス、92

潮汐、地球から得られる実際のエネルギー、539；
重力の法則によって影響を受ける、149、535；
月の影響を受ける、70、535–537；
ファンディ湾での潮汐、538；
カーディフでの潮汐、538；
チェプストウでの潮汐、538；
ロンドンでの潮汐、538；
セントヘレナ島での潮汐、538；
太陽によって刺激される、537；
海流の形成、538；
ブリストル海峡での潮汐、538；
地中海での潮汐、537；
海洋中央部での潮汐、538；
木星と潮汐、552；
1日の長さと潮汐、541；
月による潮汐、548、549；

運動量のモーメント、552；
干潮、537；
地球の自転と月の公転、549；
火星の衛星、551；
太陽の、550；
ばね、537；
その変動、538；
水力の無駄遣い、538；
行われる仕事、539

太陽中のスズ、50

タイタン、294, 295, 559

タイタニア、309, 559

水星の通過、152, 163, 164

金星の通過、152；
クック船長、184；
コープランドによる観測、189；
クラブツリーによる観測、180；
ガッセンディによる観測、178；
ハレーの方法、180, 181；
ホロックスによる観測、179, 180；
その重要性、173；
ケプラーによる予測、163；
ダンシンクでの観測、184–188

ヴァルカンの通過、152–153

トリースネッカー、84, 93

トルヴェロー、L.氏、および土星の環、278

チェルマク、および隕石の起源、400、401

第谷（月のクレーター）、91

第谷・ブラーヘ、およびウラニボルグ天文台、9、10、430

U

太陽黒点の影、51

ウンブリエル、309、559

不安定な動的平衡、543

ウラニボルグ天文台、10

天王星、112；
土星の引力、322；
ブラッドリーによる観測、312；
構成、308；
密度、558；
直径、308、558；
軌道の直径、305；
円盤状の構造、308；
ハーシェルによる発見、305、308；
太陽からの距離、558；
軌道の楕円形、313

初めは彗星と考えられていた、304；
フラムスティードによる観測、311、312；
かつては恒星と見なされていた、311、312；
軌道外の惑星を発見するための調査、323–324；
不規則な運動、314、323；
レモニエによる観測、312；
レオニッド群との関係、386；
マイヤーによる観測、312；
運動量の大きさ、554；
軌道、117、310；
周期、558；
公転周期、312；
自転、308；
衛星、559；
ハーシェルによる衛星の発見、308；
ほぼ円形の軌道を描く衛星、309；
周期的に動く衛星、309；
衛星の軌道面、309、310；
地球との大きさの比較、308；
他の惑星との比較、119；
太陽以外の力の影響を受ける、314

おおぐま座（Great Bearを参照）

V

変光星、429

ベガ、414、423、424、479；
ストルーヴェによる測定、442

光の速度、261、262、265；
光の速度に関する法則、511；
惑星の速度、140–143、146、237；
恒星の速度、その値、483–4

金星、古代における研究、6；
金星の諸特性、171；
金星の大気、189；
金星の明るさ、168；
金星の密度、558；
金星の直径、191、558；
太陽からの距離、191、558；
金星の居住可能性、173；
金星の動き、168；
地球の隣星、109；
金星の軌道、114、135；
金星の軌道形状、139、191；
金星の公転周期、558；
惑星か「流浪星」か、111；
金星の自転、191；
金星の形状、169；
他の惑星と比較した大きさ、116、169；
金星の表面、171；
金星の通過、152、176–190；
金星の通過の重要性、173；
ケプラーによる金星の通過予測、163；
金星の速度と公転周期、142、143、191；
古代人の金星に対する見解、157

ヴェスタ、233、238

ヴィクトリア、242

ウィーン望遠鏡、14–16

おとめ座、423

フォーゲルとアルゴル、485；
スピカとの関係、486, 487；
恒星のスペクトルとの関係、479, 483

隕石の火山起源、400；
地球での噴火、197

フォン・アステン彗星とエンケ彗星、349, 350；
太陽までの距離との関係、351；
水星の質量との関係、166

渦巻き環、469

ヴルカン、152, 153；
太陽との関係、3

W

ワルゲンティン、90

ワトソン教授と水星、154

サー・ウィリアム・ワトソンとハーシェルの友情、302

波長、60
月の影響を受けない天気、82
W.E.ウィルソン氏とオリオン座の星雲、469
G.ヴィット氏とエロス、236
ウォルド・コテージ隕石、392
トーマス・ライトと天の川銀河、474

Y
「星の年」、377
シカゴのヤーキース天文台、16
ヤング教授による素晴らしい太陽プロミネンスに関する記述、42；
太陽黒点について、38；
磁気嵐に関する観測、39

Z
ザイマン博士とスペクトル線、491
太陽中の亜鉛、50
黄道帯、5

黄道光、67
小惑星帯、234

印刷：Cassell & Company, Limited, la Belle Sauvage, London, E.C.

脚注：
[1] ただし、大気の影響により恒星は地平線に達する前に見えなくなってしまうため、恒星が沈むのを見ることは決してないと言える。

[2] 「Popular Astronomy」、66ページ。

[3] 天文学者が天体の見かけ上の円盤の端や周辺部を指すのに使う言葉が「リム」である。

[4] 「The Sun」、119ページ。

[5] カリントンとホジソンが目撃した1859年の爆発の直後に異常に激しい磁気嵐が起きたとしばしば述べられているが、キュー天文台およびグリニッジ天文台の記録によれば、その日の磁気的な乱れはごく軽微なものだった。

[6] 某無礼な批評家は、詩人自身もこの点について疑問を抱いていたようだと指摘している。なぜなら彼は不確かな月明かりに加えて「かすかに灯るランタン」という表現を用いているからだ。一方、もう少し寛大で、やや楽観的な見解としては、「いつの日かこの詩の証拠がどんな天文学的計算よりも優先される時が来るだろう」というものもある。

[7] このスケッチは、ナズミス氏とカーペンター氏の著書に掲載されている非常に美しい図から許可を得て転載したもので、そちらでは第XI図として掲載されている。第VIII図および第IX図にある月面の風景画も同様である。これらの写真は、月面の特徴を示すために彼らの図面から丁寧に作られた模型をもとにナズミス氏が撮影したものである。過去20年間で、月面の描写においては肉眼による描画は完全に写真に取って代わられている。パリ天文台およびリック天文台では、月面の風景を撮影した数多くの素晴らしい写真が発表されている。

[8] 1892年にカーディフで開催された英国科学振興協会の会合において、コープランド教授は月の模型を展示した。その模型では、満月付近に現れる筋状の模様が、表面に取り付けられた透明なガラス球を使って完璧に再現されていた。

[9] 月食の持続時間、つまり月が恒星を隠している時間の長さは、もし月に恒星からの光を適切に屈折させることができる大気があったなら、計算された時間よりもわずかに短くなるはずである。しかし、現在のところ、私たちの観測結果ではこれを確実に示すものはない。

[10] この分野に関する知識は、F.R.S.のG・ジョンストーン・ストーニー博士のおかげで得られたものである。ここで述べられている独創的で有益な理論の発案者が誰かについては、いくつか議論がある。

[11] 落下する物体が進む距離は、力と時間の二乗の積に比例する。力は地球からの距離の二乗に反比例するため、距離は時間の二乗に、また地球からの距離の二乗に反比例して変化する。したがって、進む距離を同じに保つためには、距離が60倍になれば時間も60倍にならなければならない。

[12] ニューコム著『大衆天文学』78ページを参照。

[13] ニューコムによる水星の運動に関する最近の研究により、水星の軌道と太陽の間に惑星や非常に小さな惑星からなる環が存在するという仮説では、水星の運動における理論値と観測値の差を説明できないという結果が得られた。ハーザーも同様の結論に達し、その干渉要因は太陽コロナの物質である可能性があることを示した。

[14] 『太陽：その惑星들と衛星たち』。ロンドン：1882年（147ページ）。

[15] ジェームズ・グレゴリーは1667年に書かれた光学に関する書籍の中で、この目的のために金星の通過を利用することを既に提案していた。

[16] 『天文学と天体物理学』第128号を参照。

[17] 『天文学と天体物理学』第128号を参照。

[18] これは図版XVIIIにおいて経度290°、赤道の北側（つまり下方）に現れる曲線状のマークである。すべての天文学的図面と同様に、ここでも北は下部に、南は上部に位置する。上記の82ページ（第III章）を参照。

[19] 現在、リック天文台の所長。

[20] ヘリオメーターとは、対物レンズが直径方向に二等分された望遠鏡である。この二つの半分のうち一方または両方がネジによって横方向に動かすことができる。各半分は対象物の完全な像を与える。測定は、対物レンズの一方の半分によって形成された恒星の像が、もう一方によって形成された惑星の像と一致するまでにネジを何回回したかを観察することによって行われる。

[21] 『天文学と天体物理学』第109号を参照。

[22] 特別な状況下では、木星の衛星がわずかながら固有光を放つことがあると考える観測者もいるので、それについて触れておくのが適切であろう。

[23] しかし、マサチューセッツ州ケンブリッジ在住のピカリング教授は、光度計を用いて食を起こしている衛星の光度の減少を測定するという重要な改良を成し遂げた。このような観測結果からは、さらに高い精度が得られるものと期待される。

[24] 『ニューコムの大衆天文学』、336ページ。

[25] グラント著『物理天文学の歴史』、255ページを参照。

[26] 現在、リック天文台の所長。

[27] ここでは土星の軌道運動は無視している。この運動によって系全体が地球に向かってまたは遠ざかって移動するが、この運動は衛星本体と環の両方に共通しているため、3つのスペクトルの相対的な位置関係に影響を与えない。

[28] バーナード教授の最近の測定によると、タイタンの直径は2,700マイルである。これはホイヘンスによって発見された衛星で、惑星から数えて6番目に位置する。

[29] C・ピアッツィ・スミス著『ロシアの三つの都市』第2巻164ページからの抜粋：「1796年のことだった。ちょうどその頃、イギリスのジョージ3世は、ウィリアム・ハーシェル卿が製作した10フィートの反射望遠鏡をロシアのエカチェリーナ女帝への贈り物として送ることを快く思われた。女帝はすぐにその性能を試してみたいと望み、当時宮廷が滞在していたツァールスコエ・セロにアカデミーからルモフスキーが呼び寄せられた。望遠鏡が開封され、8晩連続して女帝は熱心に月や惑星、恒星の観測に励み、さらには自国の天文学の現状について調査した。その後、ルモフスキーはアカデミーが天文台を移転させるべきだという考えを女帝に説明し、その必要性と利点を詳述した。『北方のセミラミス』、『北極星』と称された女帝は親切にもこれらの詳細に耳を傾け、この計画を熱心に支持した。しかし、数週間後に彼女は亡くなり、その計画の実行は阻まれた。」

[30] ホールデン教授著『ウィリアム・ハーシェル卿――その生涯と業績』を参照。

[31] アラゴは「レモニエの記録は混沌そのものだった」と述べている。ブーヴァールはアラゴに、かつて髪粉が入っていた紙袋に書かれていた天王星の観測記録の一つを見せた。

[32] 1884年の最初の彗星も同様に急激に明るくなり、これまで核を形成していたはっきりとした円盤状の部分が微細な光点に変わってしまった。

[33] 数値12、1、1/4は、水素、炭化水素ガス、鉄蒸気の原子量とほぼ反比例の関係にある。このためブレディチンは、さまざまな種類の尾の構成を上記のように提案したのである。水素の存在を示す分光学的証拠はまだ得られていない。

[34] この図および流星の軌道の図は、1879年に王立協会で行われたG.J.ストーニー博士の「11月の流星群の歴史」という興味深い講演から作成されたものである。

[35] 1885年11月27日、アンドロメダ座流星群の際にメキシコのマサピルに隕鉄が落下したが、それがその流星群の一部であったかどうかは不明である。ただし、11月末に他にもいくつかの場所で隕石が落下したと言われている。

[36] 1664年にフックは、アリエト座のガンマ星が二重星であることに気づいた。

[37] もし大気の影響なしに星々を観測できれば、青い星の方がより多く見られるかもしれない。大気による吸収は特に緑がかった色や青みがかった色に影響を与える。ラングリー教授は、もし空気の影響がなければ太陽自体も青く見えるだろうという根拠を示している。

[38] 星の赤緯とは、その星から赤道まで引かれた、赤道に対して直角をなす弧のことである。

[39] しかし、61 Cygniまでの距離は再びワシントンのアサフ・ホール教授によって調査され、以前考えられていた値よりもはるかに小さい結果が得られた。一方、プリチャード教授の写真による研究は、ストルーヴェやダンシンクで得られた結果を裏付けている。

[40] この図は、ド・ラ・ルー社のご厚意によるものである。

[41] 天狼星とその衛星の質量については第XIX章を参照のこと。

[42] 地球は望遠鏡を毎秒18マイルの速さで動かし、光はほぼ毎秒18万マイルの速さで進むため、望遠鏡の速度は光の速度の約万分の一に過ぎない。長さ20フィートの望遠鏡の筒内を光が進む間に、望遠鏡自身は20フィートの万分の一、つまり0.04インチしか移動しない。

[43] この法則の発見はワシントンのJ.ホーマー・レーン氏によるものとされており、その内容はニューコムの『大衆天文学』508ページに記載されている。収縮説はヘルムホルツによるものである。

[44] 本章で概説されている潮汐進化論は、主にF.R.S.のG.H.ダーウィン教授の研究に基づくものである。

[45] 時刻は場所によって異なり、カレーでは11時49分、リヴァプールでは11時23分、スウォンジー湾では5時56分などとなる。
[46] これらの量を測定するために使用する質量、角度、距離の単位を決めれば、どんな質量や角度、距離も特定の数値で表される。例えば、地球の質量を質量の単位とし、1秒間に地球が進む角度を角度の単位とし、地球から太陽までの距離を距離の単位とすれば、木星における対応する量はそれぞれ316、0.0843、5.2という数値で表される。したがって、木星の軌道運動量は316 × 0.0843 × (5.2)²となる。

*** プロジェクト・グーテンベルグ電子書籍『天界の物語』の終わり ***

更新版が以前の版に置き換えられ、旧版は名称が変更されます。

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• ユーザーが書面（または電子メール）により、受領後30日以内にプロジェクト・グーテンベルク™ライセンスの条件に同意しないと通知した場合、そのユーザーが支払った全額を返金すること。また、そのようなユーザーに対して、物理的媒体に保存されているすべての作品のコピーを返却または破棄し、プロジェクト・グーテンベルク™作品の他のコピーの使用やアクセスを一切中止するよう要求しなければならない。

• 電子作品に欠陥があり、受領後90日以内にその旨が報告された場合、1.F.3項に従って、その作品または代替コピーのために支払われた全額を返金すること。

• プロジェクト・グーテンベルク™作品を無料で配布するための、本契約のその他すべての条件を遵守すること。

1.E.9. 本契約で定められている条件とは異なる条件で料金を請求したり、プロジェクト・グーテンベルク™の電子作品や一連の作品を配布したりしたい場合は、プロジェクトの管理者であるプロジェクト・グーテンベルク文学アーカイブ財団から書面による許可を得なければならない。

Gutenberg™は商標です。詳細については、下記の第3項に記載されている方法で財団にご連絡ください。

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1.F.1. Project Gutenbergのボランティアや従業員たちは、Project Gutenberg™コレクションを作成するために、米国の著作権法によって保護されていない作品を見つけ出し、著作権に関する調査を行い、それらを転写・校正するために多大な労力を費やしています。しかしながら、Project Gutenberg™の電子書籍や、それらが保存されているメディアには、不完全なデータ、不正確なデータ、破損したデータ、転写ミス、著作権やその他の知的財産権の侵害、不良または損傷したディスクやその他のメディア、コンピュータウイルス、あるいはお使いの機器で読み込めないコンピュータコードなど、「欠陥」が含まれている可能性があります。

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返金の代わりに、その作品を電子的形式で再び受け取るという第二の機会を選ぶこともできます。第二のコピーでも不具合がある場合は、問題を修正するためのさらなる機会なしに、書面によって返金を要求することができます。

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第2節 Project Gutenbergの使命に関する情報

Project Gutenbergとは、古いコンピュータから最新のコンピュータまで、幅広い種類のコンピュータで読み込める形式で電子作品を無料で配布することを意味します。これが存在するのは、…のおかげです。

何百人ものボランティアの努力と、あらゆる階層の人々からの寄付によって成り立っています。

ボランティアたちが必要とする支援を提供するためのボランティアや財政的支援は、プロジェクト・グーテンベルクの目標を達成し、このコレクションが今後も世代を超えて自由に利用され続けるために不可欠です。2001年には、プロジェクト・グーテンベルクおよび将来の世代のために安全で永続的な未来を築くため、プロジェクト・グーテンベルク文学アーカイブ財団が設立されました。プロジェクト・グーテンベルク文学アーカイブ財団について、またご自身の努力や寄付がどのように役立つかについて詳しく知りたい場合は、www.gutenberg.orgのセクション3および4、ならびに財団の情報ページをご覧ください。

セクション3　プロジェクト・グーテンベルク文学アーカイブ財団に関する情報

プロジェクト・グーテンベルク文学アーカイブ財団は、ミシシッピ州の法律に基づいて設立された非営利の501(c)(3)教育法人であり、国内税務局によって免税措置が認められています。同財団のEIN、すなわち連邦税識別番号は64-6221541です。プロジェクト・グーテンベルク文学アーカイブ財団への寄付は、米国連邦法および各州の法律で許容される範囲内で税額控除の対象となります。

同財団の事務所は、アメリカ合衆国ニュージャージー州モントクレア、41ウォッチャング・プラザ#516、07042にあり、電話番号は+1 (862) 621-9288です。メールでの連絡先や最新の連絡情報は、www.gutenberg.org/contactにある財団のウェブサイトおよび公式ページで確認できます。

セクション4　プロジェクト・グーテンベルク文学アーカイブ財団への寄付に関する情報

プロジェクト・グーテンベルク™は、機械可読形式で広範な機器からアクセス可能なパブリックドメインやライセンス付き作品の数を増やすという使命を遂行するために、幅広い一般の方々の支援と寄付に依存しており、それがなければ存続できません。

古くなった機器も含まれます。1ドルから5,000ドル程度の小額の寄付は、IRSによる免税ステータスを維持する上で特に重要です。

当財団は、アメリカ合衆国の50州すべてにおける慈善活動および慈善寄付を規制する法律を遵守することを誓っています。これらの遵守要件は州によって異なり、それらを満たし続けるためには多大な労力、多くの書類作業、そして多額の費用が必要です。遵守状況に関する書面による確認を得ていない地域では寄付を呼びかけません。寄付を送るか、特定の州の遵守状況を確認したい場合は、www.gutenberg.org/donateをご覧ください。

呼びかけ要件を満たしていない州からの寄付は受け付けることができず、また受け付けもしませんが、そうした州の寄付者から自発的に寄付を申し出られた場合にそれを拒否する規定はないと理解しています。

海外からの寄付も心より歓迎しますが、アメリカ国外から寄付された資金の税務処理については何も述べることはできません。アメリカの法律だけでも、私たちの少ないスタッフには負担が大きすぎます。

現在の寄付方法や住所については、Project Gutenbergのウェブページをご確認ください。小切手、オンライン決済、クレジットカードによる寄付など、他にもさまざまな方法で寄付を受け付けています。寄付をご希望の方は、www.gutenberg.org/donateをご訪問ください。

第5節　Project Gutenbergに関する一般的な情報　電子書籍

マイケル・S・ハート教授が、誰でも自由に共有できる電子書籍の図書館というConceptの創始者です。40年間にわたり、彼はボランティアによる緩やかなサポートネットワークのみを頼りにProject Gutenbergの電子書籍を制作・配布してきました。

Project Gutenbergの電子書籍は、複数の印刷版から作成されることが多く、それらはすべてアメリカ国内では著作権によって保護されていないことが確認されています。ただし、例外もあります。

著作権に関する表示が含まれている。したがって、電子書籍を必ずしも特定の紙版に準拠した形で維持しているわけではない。

ほとんどの人は、主要なPG検索機能が備わった当社のウェブサイトから始めます：
www.gutenberg.org。

このウェブサイトには、プロジェクト・グーテンベルクに関する情報が掲載されており、プロジェクト・グーテンベルク文学アーカイブ財団への寄付方法、新しい電子書籍の制作を支援する方法、そして新しい電子書籍の情報を受け取るためのメールニュースレターの購読方法などが記載されています。