カテゴリー: 天文

東京天文台

東京都三鷹市にあり、東京大学に付属する天文台です。
ここでは、天文学についてのいろいろなしごとをしています。

まず、恒星の位置をくわしく調べ日本全国で標準となる正しい時刻を決めるしごとをしています。

これには、子午環・写真天頂筒・水晶時計・原子時計などの器械が活躍しています。

また、小惑星・彗星・人工衛星の観測は65センチ屈折望遠鏡・シュミットカメラなどでおこなわれます。

日本アルプスの乗鞍岳にあるコロナ観測所、岡山県鴨方町竹林寺山にある岡山天体物理観測所および埼玉県堂平山観測所も東京天文台に属し、宇宙の研究に活躍しています。

緯度観測所

岩手県水沢市にあります。地球の自転の有様を、くわしく調べるためにおかれています。

1898年の国際会議で、北緯39度8分にある世界の6か所に観測所をおくことが決められました。
そのうちの1つが水沢の緯度観測所ですでに70年あまり、観測を続けています。

また、ここは1962年から国際極運動観測事業中央局になっています。

花山天文台

京都の東山連峰の1つにあって、京都大学に付属しています。
この天文台では、60センチの反射望遠鏡が活躍し月の面や火星の面の研究がさかんにおこなわれています。

生駒山太陽研究所は、大阪府と奈良県の境にある生駒山にあり60センチ反射望遠鏡などで太陽を研究しています。

そのほか、旭川・仙台・名古屋・福井などに小さな天文台があります。

ウィルソン山・パロマー山天文台

アメリカ西武にあります。ウィルソン山は、ロサンゼルスの北東約50キロメートル（標高174メートル）にあります。

そして、口径258センチと150センチの反射望遠鏡・塔望遠鏡があります。

パロマー山は、ロサソゼルスの南東約200キロメートル（標高1870メートル）のところにあります。
1948年に完成した508センチ反射望遠鏡は世界最大のもので宇宙の謎を研究しています。

リック天文台

アメリカ中部、サンフランシスコの東300キロメートル（標高180メートル）のハミルトン山上こあります。
口径91センチの屈折望遠鏡のほかに205センチ反射望遠鏡ができあがり活躍しています。

ヤーキス天文台

シカゴの北、約100キロメートルのところにあります。
口径100センチの望遠鏡を屈折型としては、世界最大のものです。
星の距離にたいへん活躍しました。

このほか、マクドナルド天文台・ドミニオン天文台デビッド＝タンラップ天文台があります。

グリニッジ天文台

イギリスのグリニッジ天文台は、1675年、遠洋航海に必要な星の位置を、精密に決めるために建てられた天文台です。

世界でも、歴史の古いものです。
経度の0度は、この天文台の子午線の位置を通っていることも有名です。

今は、サセックス州ハーストモンソーにうつされ1965年、249センチ反射望遠鏡がつけられました。

オート＝プロバンス天文台

南フランスのサンミッシェルにあります。
193センチ反射望遠鏡は、ヨーロッパ中の天文学者に活用されています。

ソ連の天文台

ソ連では、レニングラードの南にあるプルコボい天文台が1839年いらい活躍しています。

近頃では、黒海に近いクリミヤ天文台に口径264センチ反射望遠鏡ができあがり、活躍をはじめました。

天文台は、天体を観測するところでこの観測結果を用い、宇宙の有様を研究しています。
暦の計算や報時のように、私たちの暮らしに関係の深いしごとをするのは、天文台の大切な役目です。

しかし、天文台のしごとは、これだけではありません。

太陽・月・星などの有様を休みなく観測しまだまだたくさんある宇宙の謎を解くために天文学者たちは、いろいろ苦心しています。

このように、私たちの暮らしとは、直接関係のうすいしごともこつこつと毎日続けられているのです。

世界には、大きな天文台だけで、300ほどもあります。

このたくさんの天文台は、お互いに手をつなぎあって研究をすすめています。

天体の研究のためには、いろいろな国の大勢の人が、力をあわせなければならないからです。

太陽の研究

東京の天文台では、昼間、空か晴れているかぎりたえず太腸の観測をしています。

望遠鏡の焦点のところに、白紙をおき投影法によって、毎日、黒点の有様をスケッチしています。
白斑や紅えんは、分光太陽写真儀や分光太陽望遠鏡で写真をとりまた、爆発現象の起こるのを監視しています。

太陽のスペクトル（7色の虹模様）は塔望遠鏡を使って観測します。

これはシースロットを使い、太陽に光を地下室の中に導きその室内にある大きなプリズム分光器（切り口が三角形になったガラスの柱に光をあててその光をわける器械）や、回折格子（よく磨いた金属面、またはガラスの平面に1センチについて5000～7000本の細い線を等間隔にひいたもの）を使い、スペクトル写真をとります。

太陽のコロナは、日食のとき以外にもコロナグラフとにいう、特別なしかけで撮影します。
しかし、空かあまりすんでいなくてほこりの多いときには使えないので高山の頂上に観測所をおいています。

日本では、北アルプスの乗鞍岳に東京天文台のコロナ観測所があり1年中、コロナの形・明るさ・コロナの出すスペクトル線などの研究を続けています。

月と星の研究

東京天文台にある65センチ望遠鏡は屈折型としては、日本でいちばん大きなものです。
筒の後ろのほうに写真かん板・をおき、天体写真を撮ることができます。

これで、月や惑星の表面の模様を研究しまた、衛星で、小惑星・彗星などの位置を決めることができます。

また、焦点のところに光電管（光を電気にかえる真空管）をおき星の明るさを決めることができ、変光星の明るさの変化を調べ星の明るさの研究から、正しい距離を決めたりします。

また、月の後ろに星が隠されるえんべい現象を観測し月の動きの詳しい研究をします。

恒星・惑星・月などの位置を詳しく調べるには子午環や子午儀を使います。

岡山天体物理観測所

1960年に岡山県の鴨方町にある竹林寺山に建設された天文台は岡山天体物理観測所という名前です。
ここでは主に、恒星のいろいろな性質を研究しています。

この観測町には、口径188センチと口径91センチの大小2個の望遠鏡があります。

大きいほうの望遠鏡は、焦点にかん板をおき月・惑星・星雲などの写真を撮ることができますがまた分光器を使って、星のスペクトルの写真を撮ることもできます。

星のスペクトルには、何本もの細い黒線があらわれます。
この線のあらわれかたを調べると星がどのような元素からできているかがわかります。

また、温度や圧力はどのくらいか星の表面では、ガスがどのような動きをしているかということがよくわかるのです。

このように、分光器を使った観測は、星の世界の有様を調べるのにいちばん大事なしごとです。

小さいほうの望遠鏡には、焦点のところに光電管をつけ反射鏡によって集められた星の光を電気にかえ電流の強さによって、星の明るさを調べるのです。

この2つの望遠鏡は、夜の観測だけをおこない昼間はドーム（まる屋根）いし、太陽の熱が室内に入るのをふせぎます。

夜、星を観測するときに室内と室外の温度があまり違うと器械や反射鏡の表面の状態がかわったり、まわりの空気が揺れて拡大された星の像がぼやけたりします。

星がまたたくのは地球をとりまく空気の揺らぎによっておこるのですがこのため、星の像もぼやけます。

せっかく、性能のよい望遠鏡を使っても途中の空気によって、性能が落ちては困ります。

天文台が岡山に建てられたのは晴れた夜が多いというほかに空気の揺らぎが少なく、はっきりした星の像が見られるからです。

時刻を決める

正しい時刻を決めるには写真天頂筒を使い、天頂を通る星を監視します。
これで、天文台で動かしている水晶時計や原子時計のすすみや遅れを監視しています。

このようにして決められた正しい時刻は分秒報時という短波放送で、世界中に伝えられます。
また、ラジオの時報によって、私たちの家庭にまで伝えられるのです。

暦をつくるしごと

暦は、私たちの生活に深い関係があります。この暦のもとになる計算をするのが、天文台です。

天文台では太陽・月・惑星の見える位置、日の出・日の入り、月の出・月の入りの時刻、春分・夏至・秋分・冬至・日食・月食の起こる様子などを、くわしく計算します。

この計算は、毎年、暦象年表というかたちで本になっています。

カレンダーなど私たちが日常に使う暦は、みなこの本をもとにしています。

赤道儀

長い時間、同じ星を観測するとき望遠鏡を台につけておくと天の日周運動によって星はすぐに望遠鐘から見えなくなります。

星の動きにあわせて、動かすことのできる望遠鏡を赤道儀といいます。

赤道儀のおもな部分は、極軸と赤緯軸との2本の軸です。
極軸は地球の自転軸にあわせ、天の北極、南極に向いた1本の軸です。
赤緯軸は、これに直角に向いた軸で先に望遠鏡の筒が直角についています。

この2本の軽のまわりに鏡筒をまわすと天のどの方向にも向けることができます。

いちど、ある星を視野（見える範囲）にいれればあとはモータや重りのしかけで、望遠鏡は極軸ごといつまでも日周連動をおいかけて同じ星をねらえるようになっています。

赤道儀のいろいろ

赤道儀こは、いろいろの型があります。

いちばんふつうにあるのは、極軸を中央の一か所でささえたものでドイツ式といい、東京天文台の65センチ望遠鏡の赤道儀がそれです。

大望遠鏡では極軸の両端2か所で支えられているものがありこれをイギリス式といいます。

1960年、岡山天体物理観測所に完成した188センチ望遠鏡はこの型です。

また、極軸の先に2本の手がわかれこれに望遠鏡のついているのをフォーク式といいます。
岡山天体物理複測所の91センチ望遠鏡がその一例です。

アメリカのパロマー山天文台の508センチ望遠鏡ウィルソン山天文台の258センチ望遠鏡はこれらとは違った特別の型の赤道儀を使っています。

このほか、日周運動をおいかける機械としてはシーロスタットがあります。

これは2枚の平面鏡の組み合わせでやはり、極軸のまわりにその1つの鏡を回転させ日周運動で動く太陽からの光を、定まった方向に反射させつものです。

糖の上のドームの頂上におき、太陽研究によく使われます。
天体観測にはこのほかに、子午儀という器械を使います。

これは、望遠鏡を東西こ向いた水平の軸で支えたもので望遠鏡の筒先は、子午線（真北・真上・真南をむすぶ線）にそってだけ動きます。

天体の子午楾を通る時刻をはかり星の赤経、赤緯や時刻を決めるのに使われます。

午儀に星の赤緯を読み取るための目もりの環をつけた大型の機械を子午環といいます。

近頃では、時刻を決めるのに写真天頂筒という機械を使っています。
これは、真上を向くようにとりつけたカメラで真上近いところで、子午線を通る星の動きを、かん板上に記録します。

人工衛星を撮影するにはとくに口径比　（レンズの直径を焦点距離で割った値）の小さい明るいカメラを使います。

東京天文台にあるのは、べーカーナン＝シュミットカメラでとくに明るく、また人工衛星の軌道にあわせてすばやく筒先を動かす装置がついています。

大体の研究をするには、望遠鏡を使います。

望遠鏡は、そのしくみの上から、大きくわけて屈折型と反射型の2つにわかれます。

屈折型望遠鏡

望遠鏡の筒先に凸レンズをつけたもので、星からきた光は筒の後ろ側に集まり、像をむすびます。
この像が接眼レンズの焦点の内側にくるようにして天体の像を大きく拡大してみます。

また、この像のところにフィルムや写真かん板をおくと天体写真を撮ることができます。

天体望遠鏡のレンズは、色によって像がぼやける（色収差）ことをふせぐために、2枚レンズの組み合わせを使っています。

反射型望遠鏡

これは、凸レンズのかわりに、凹面鏡を使って像をつくりできた像を接眼レンズで拡大してみるものです。

凹面鏡の前にできた像は見ることができないのでもういちど反射させて観測しやすいところに導いてみます。

また、屈折型と同じく、接眼鏡でながめたりかん板をおいて写真を撮ったりします。

反射鏡というのは、まるいガラス板を凹面に磨いたもので表面ンは反射がよいようにメッキしてあります。

天体望遠鏡のはたらきは、おもに、天体の姿を拡大することもう1つは天体の光を集めることです。

金星・火星・土星などの惑星、あるいは月の表面上の細かい様子を調べるには、大きく拡大することが必要です。

このためには、焦点距離の長いレンズや、反射鏡を使います。

天体の位置や動きについて、小さな角度を測定するにも大きく拡大しなければなりません。

恒星からくる光は、とても暗いので、写真を撮ったり、スペクトルを調べたりするにはいちどにたくさんの光を集めることが必要です。

このためには、さしわたし（口径）の大きいレンズや反射鏡を使います。

望遠鏡に入ってくる星の光の量はレンズの面積に比例します。

人間の目のさしわたしは、7ミリほどですがたとえば、さしわたし7センチのレンズをつけた望遠鏡は肉眼よりも200倍の光を集めることができます。

電波望遠鏡

太陽は光や熱を放射していますが、電波も出しています。
これはラジオの電波よりは、ずっと短い波長のものでまたずっと力の弱いものです。

しかし、大きなアンテナと、性能のよい受信機を使って捕えることができます。

大型アンテナには、お椀型のものが多く世界でいちばん大きいものは、直径300メートルもあります。

これは、地面に固定したものですが光の望遠鏡のようにいろいろな方面に動かせる式のものでは直径91メートルが最大です。

これらは、どちらもアメリカにありますが日本には直径30メートルの可動式があります。

このアンテナは光の望遠鏡では対物レンズあるいは反射鏡にあたります。

室内におかれた受信機は写真のかん板あるいは光電管の役目をするものです。

これによって太陽ばかりではなく天の川・ガス星雲あるいはほかの宇宙、金星・木星などの惑星からくる電波も研究しています。

電波望遠鏡は、雨や曇りの日でも、観測できるのが大きな強みです。

月面探査ロケット

アメリカの月面着陸成功については、月面探査ロケットによる月面調査がかぎりなくすすめられていたのです。

まず1964年7月にうちあげたレインジャ一1号はテレビカメラによる月面の写真織影に成功し1967年の8号・9号といずれも月面の様子を地球におくってきています。

さらにアメリカは、月面をくわしく調査するため一連のルナ＝オービターの月衛星をうちあげています。
この衛星は月のまわリをまわる、いわゆる孫衝星といわれるものです。

1966年にうちあげられたルナ＝オービター1号は月面写真の試し撮りに成功しました。
そして、つきつぎにうちあげられた月衛星は月の表側だけでなく、裏側の様子も撮影したくさんの写真をおくってきました。

このルナ＝オービターとならんで、アメリカは月の地形や地質調査する目的でサ－ベイヤーをうちあげています。

このサーベイヤー月ロケットは月の表面に軟着陸して調査するものです。

とくに、1967年4月にうちあげたサーベイヤー3号同じ年の5月にうちあげた5号の調査によると月の表面は、湿った砂地のようなわりあい柔らかい地面でその成分は地球にもよく見られる火成岩である玄武岩に似ているといわれています。

このような実験によって月面が人間の直陸にも安全であることが確かめられたのです。

実際に月面降りたった宇宙飛行士の話や写真によると月面は細かい炭の粉のように柔らかく色はかっ色であることがわかりました。

ソ連も月面の科学的調光を目的とする月ロケット、ルナをうちあげています。
このロケットは、アメリカのルナ＝オービターやサーベイヤーと同じような、月のまわりをまわる月衛星や月の表面に軟着陸して、月の地形や地質を調べるものです。

これら、アメリカ・ソ連の一連の月面探査ロケットはいずれも大成功のうちにおわりたくさんの月に関する資料をえることができました。

惑星ロケット

月を越えて、隣りの惑星である金星や火星を調べるロケットもいろいろ試みられています。

その最初は、1961年にソ連がうちあげた金星1号と翌年、火星に向けてうちあげた火星1号がそれです。しかし、いずれも失敗におわりました。

その後、1965年11月にうちあげた金星2号は金星から2万4000キロメートル離れたところ通過しさらに4日後にうちあげた金星3号は、見事金星に命中しました。

金星3号の成功により、1967年10月にうちあげた金星4号ははじめて金星の表面の軟着陸に成功しいままでよくわからなかった近世の表面や内部の様子を知るうえで貴重な資料を地球に送ってきました。

それによると、近世の大気の濃さは地球の15倍、温度は280度で大部分は二酸化炭素であることが確認されました。

さらにソ連は、1969年1月、金星4号・5万号をうちあげ金星の人気や温度などをよりくわしく調べようとしています。

いっぽうアメリカは、1962年、金星にむけてうちあげたマリナー2号は金星から3万キロメートルのところまで近づき大気の温度などを観測するのに成功しました。

さらに、1964年にうちあげたマリナー4号は火星の上空1万キロメートルのところに達し火星の表面を撮影するのに成功しています。

その写真によると火星の表面にも月に見られる火口のような地形がたくさんあることがわかります。

このように、地球と同じ仲間の金星や火星の調査がすすめられています。

月旅行が実現するころには、つぎの目的であるこれら惑星への旅が、いよいよ本格的に計画されることでしょう。

いっぽうアメリカでは、マーキュリー計画がすすめられまず1961年5月と7月に、それぞれ弾道飛行に成功しました。

そして1962年には、アメリ力最初の人間衛星フレンド＝シップ＝セブン号が、地球を3周したのです。

それから同じ年の5月・10月、ついで翌年の5月には地球を22周しやつぎばやに実験を続け、このマーキュリー計画は成功のうちに終わりました。

つぎに、1963年から、宇宙開発計画の第2弾としてジェミニ計画がはじめられました。
この宇宙開発計画の目的は、宇宙遊泳・ランデブードッキング・宇宙船外での活動でした。

1963年3月にうちあげられたジェミニ3号は世界ではじめて宇宙船の軌道をかえることに成功しました。

そして1965年12月には、史上はじめての宇宙ランデブーに成功し実に14日間の宇宙飛行記録をたてたのです。

1966年11月のジェミニ計画最後の目的である衛星船外での活動の成功で、この計画は大成功のうちに完了しました。

つぎにアメリカは、サターンロケットというまえよりもさらに強力なロケッ卜を用いて3人の人間を月におくるアポロ計画をすすめました。

1969年7月6日、アームスートロング、コリンズ、オルドリンの三飛行士を乗せたアポロ11号は人間としてはじめて月に着陸するのに成功しました。

そしてテレビカメラにより月面の様子や宇宙飛行士の活動の様子を地球におくってきました。

アポロ計画とは3人乗りの宇宙船がまず月のまわりをまわる軌道に乗った後ふたりが月探検用のロケットに乗り移って母船を離れます。

そして逆ロケッ卜をつかって月におりて探検したあとまた飛び上がって母船と出会い待っていたひとりといっしょになって地球に帰るという計画です。

アメリカは、アポロ計画を19号まで続ける予定です。
つぎの計画としては、月と地球の間に宇宙ステーションを飛ばしこのステーション基地として宇宙開発をすすめようとしています。

私たちは、地球をとりまく、大気という厚い空気の海の底で暮らしている生物です。

空気の海は、水の海のように目立ちませんが、私たちの頭の上には水にして、厚さ10メートルにも相当する重さの空気がのっています。

したがって、私たちは太陽でも、月でも、星でもすべての天体や宇宙の姿を、みなこの空気の海を通して眺めているにすぎません。

いわば、海の底に住む魚が、地上の世界をみているようなものでしょう。
もっとも、私たちは、この厚い空気のおかげていろいろなものから守られています。

空気と私たちの生活

太陽の光に照らされている地球は、昼間もそれほど暑くならず夜もたいして寒くなりません。

これは、空気がほどよく熱をためておく力をもっているからです。
いわば空気は、地球の布団のような役目をしているわけです。

また、太陽からは目に見える光のほかに、いろいろな光線がきています。
たとえば、波長のたいへん短い紫外線や、Ｘ線などがあります。

そして、これらの光線の中には私たちが、それに直接あたると焼け焦げる、恐ろしいものもあります。

しかし、これらの光線は、空気にすっかりさえぎられてしまって地上までは届かないのです。

また宇宙から、たえず地球に降り注いでいる宇宙線も直接あたれば人体に害があります。
しかし、これも地球をとりまく空気によってずいぶんその力は弱められています。

さらに、地球には毎日、何億とい細かい流れ星が降り注いでいます。
この流れ星も大部分が地球の空気分子と衝突して燃えきってしまいます。

このように空気は、私たちを守ってくれる役目もしているわけです。
ですから空気は、ただ私たちが呼吸をするのになくてはならないなどというだけではないのです。

観測をさまたげる空気

このように、空気は私たちを守ってくれていますが一方では、宇宙観測をさまたげています。

というのは、空気が地球をとりまいているので私たちは、ほかの天体を、空気ごしに眺めているのです。
そのため地上からでは、とても天体の本当の姿をつかむことができません。

私たちの目に感じる光は空気を通り抜けてくるので太陽が出れば明るくなります。

しかし、空気がまったく通さない光や電波もいろいろあります。

したがって、そうしたものは、地上からは調べることができませんし宇宙線や流れ星が空気に入ってくるまえにどんな性質をもっているかを知ることができません。

このように、天体や宇宙の観測・研究には空気が大きなさまたげとなっているのです。

このことは、もっと身近なことでもわかります。

たとえば、私たちが月や火星などの姿を大きな望遠鏡でながめるとたいていゆらめいて見えたり、ぼけたりしていてあまりはっきりと見えることがありません。

これは、たえず揺れ動いて流れている空気の層を通してながめているからです。

このようなわけで昔からの天文学者の望みはなんとかして天体の観測をさまたげている空気を取り除きたいということでした。

それでｍ多くの天文台が少しでも空気の薄い山の頂上や丘などにつくられたのです。

しかし、わたした・乙は、空気を取り除くことはできません。
そのかわりに、地球をとりまく空気の上に出て観測すればよいわけでこれを実現させてくれたのが、ロケット、そして人工衛星です。

ロケット

大昔から、月や星は、みんな地球のようなものでそれぞれの世界があり、人が住んでいるなどと考えた学者がいました。

18世紀の有名な天文学者ウィリアム＝＝ハーシェルなどでさえ月に人がいると考えました。

また、一般の人々にとっても、月の世界はあこがれのまとで多くの物語や詩にうたわれてきました。
ですから、この月の世界に行ってみたいという気持ちが起こってきたのも、とうぜんでしょう。

天文学が進歩して、月には生物がいないらしいということがわかってからも、月や惑星の世界を探検してみたいという夢は、少しも衰えませんでした。

宇宙旅行を空想した、おとぎ話や、小説・映画などがいくつもつくられてきたのをみれば、それがよくわかります。

ロケットの発達

そうした空想も、はじめは鳥にのったり、風船にのったリ大砲の弾丸に入って打ち出したりという、途方もないものでした。

しかし、だんだん考えかたも進歩してきました。

そして、20世紀こ入ってからは、もっぱらロケットが宇宙旅行の乗り物として考えられるようになりました。

しかし、この宇宙旅行に本当に実現の望みがかけられるようになったのは、ごく最近のことです。

ドイツは、第二次世界大戦で降伏するまぎわにロンドンを攻撃するために、ロケット爆弾のV2号を使いました。

これは、世界ではじめての近代的口ケットとして有名ですがその技術は戦後、アメリカ・ソ連などで研究され、ますます進歩しました。

ロケットのはたらき

もともと、ロケットが、宇宙旅行に向くといわれるのはそれが空気の世話にならないからです。

ただ空を飛ぶだけなら飛行機や風船もありますが空気がないと飛べません。
飛行機は、翼で空気中の浮かび、風船に入れた空気よりも軽い気体のおかげで、浮かびます。

また、飛行機のプロペラは、空気がなければ、役に立ちません。
また、飛行機のエンジンは、ガソリンと空気中の酸素とを混ぜて燃やしているわけです。

これは、プロペラ式の飛行機でも、ジェット機でもかわりありません。

これにくらべて、ロケットは、ガソリンのような燃料とそれを燃やす酸素の両方を積んでいることがジェット機と違うところです。
いわば自給自足できるわけですすから、空気のあるなしは問題になりません。

むしろ空気は、スピードを出すのに邪魔になるくらいのものです。

科学の発達とともに、ロケットはしだいに改良され200キロ・300キロ・400キロメートといったいままで、とうてい手の届かなかった高空にまでたっするようになりました。

とくに、ロケットの価値が認められるようになったのは1957年夏から1958年までおこなわれた、国際地球観測年のおりです。

私たちは、地球の上に住んでいて地球のことは何でも知っているように思っています。

しかし地球は、陸でも海でも、すみずみまで探険できていてもそれは表面だけのことで、それから上や下はほとんどわかっていません。

いちばん高い山が海抜9キロメートルばかり反対にいちばん低い海の底は深さ10キロメートルくらいです。

地表のでこぼこは、だいたい20キロメートルくらいですがそのはしからはしまで調べることも、決して用意ではありません。

飛行機や気球によって地球上の高さ30～40キロメートルくらいまでは、調べることができます。
しかし、地面に穴を掘ることは高いところへ昇るよりはるかに難しいことです。

こうしてみると人間の活躍できる範囲は地表面付近の40～50キロメートルにすぎなかったわけです。

この距離は、地球の中心までの距離6380キロメートルの約100分の1以下です。
つまり、地球の皮の部分にすぎないわけです。
これではとても地球について、調べつくしたなどとはいえません。

ロケットによる観測

ですから、ロケットが地上何百キロメートルまでも飛べるということは、
観測にとって、たいへん役立つわけです。

ロケットに積み込んだいろいろな観測機械が、高空で自動的に観測し
その結果を、電波で送ることができます。
あるいは、パラシュートで機械を取り戻すこともできるのです。

こうして、いままで、はっきりわかっていなかった高い空の様子たとえば、空気の成分・濃さ・温度・電離層の正体高空での地球の磁界（磁石のような性質）の強さなどさまざまなことが調べられます。

また、地球の外からやってくる宇宙線の観測や研究にも、たいヘん役立つのです。
このような観測ロケット、さらにはもっと発展した人工衛星などの発明によって私たちが、直に調べられる範囲が、ものすごく広がってきました。

ロケッ卜の価値は、まず、このような観測の方面で認められだしたのです。

年のはじめ

昔は、ふつうどの暦でも、春分・夏至・秋分・冬至のように1年のうちでも、特別な日を目印として選んでそのころから新しい年がはじまるようになっていました。

私たちが使っている、暦の年のはじめももとは、冬至を目印にして、決められたものといわれています。

日本や中国の旧暦では立春（冬至と春分のちょうど真ん中の季節で新暦では2月4日ごろ）を年のはじめの目印と決めて毎年、そのころが正月1日になるようにしていました。

旧暦の日付けが新暦の日付よりも1か月ほど遅れているのは、このためです。

暦のいろいろ

太陽暦や太陰暦をもとにして、つけられた日付といっしょにその日その日の天文現象や、季節の催しなどをまとめて書いてある本のことを、ふつう、暦といっています。

この暦は、私たちが使っているカレンダーのように簡単なものもあれば天文台でつくっているもののように天体の動きを非常にくわしく書いたものもあります。

常用暦

人々の毎日の生活に便利なようにつくられている暦を常用暦といいます。

天体暦

太陽・月・惑星・恒星などの位置を年月日によって表にしたものでこれらの天体の運動や位置を調べるときに、なくてはならないものです。

航海暦

航海しているとき、航海者は天体の位置を観測して船の位置を知ります。
航海暦は、この天体観測に便利なようにつくられた、1つの天体暦です。

このほか、特別な目的のための暦が、いろいろあります。
農業に便利な農事暦、漁業に便利な漁業暦などが、それです。

地球上の位置をあらわすには、緯度と経度が使われます。
下の図のように、地軸にそって北極と南極を通るように
地球を切ったと考えてみましょう。

切り口は円になります。

この円は、北極と南極とをむすぶ線で2つの半円にわけられます。
この半円を経線といい地球の表面を、真北から、真南に通る線です（ア）

つぎに、地軸に直角になるように、地球を切ったと考えてみましょう。
切り口は、やはり円になります。

これが緯線で、地球の中心を通るように、切ったときの緯線が赤道です。
赤道は緯線のうちで、いちばん大きなものです。
緯線は、地球の表画を、真東から真西の方向に通っています。（イ）

まるい地球の表面に、このような経線と緯線とを同じ間隔で決めておき、それに番号をつけておけば、ある地点が何番目の経線と何番目の緯線の上にあるかを、あらあすことができます。

こうして、その地点の地球上の位置をはっきり言い表すことができるのです。

地球上では、イギリスのグリニッジ通る経線を0度の経線として、それから東へ東経1度、2度……180度、西へ西経1度、2度……180度というように度数をつけてあります。

東へ半まわりした東経180度の経線と西へ半まわりした西経180度の経線とは、地球の反対側で出会うので、同じ線になります。

0度の経線と180度の経線とは地球のちょうど正反対の位置にあるものです。

緯線は、赤道を0度として、北極へ向かって北緯1度、2度……90度、南極へ向かって南緯1度、2度……90度と度数をつけてあります。

北緯90度は北極、南緯90度は南極にあたります。

経度はグリニッジを通る経線からどれだけ東または西に離れているかをしめし、緯度は赤道からどれがけ南または北に離れているかをしめします。

同じ経線の上にある地点は、みな同じ経度を同じ緯線の上にある地点は、みな同じ緯度をもっています。

経度と時刻

平均太陽時がわかっても時刻については、もう1つの問題が残っています。
それは、土地によって食い違う時刻をどうすればよいかということです。

上の図は、地球を北極の真上から見たものです。
アの場所では、いまちょうど南中ですがイの場所では、南中を過ぎていますし、ウの場所ではまだです。

太陽の南中を、12時として時刻を決めるとするとアの場所の12時はイの場所の12時より遅く、ウの12時より早くなります。

時刻は、このように場所によって違ってくるのです。

この関係は、平均太陽についても同じようになります。
この様子を、もっとくわしく調べてみましょう。

子午線と時刻

ある地点を通る経線のことを、その土地の子午線といいます。
天の子午線というのは、この子午線を天球まで引き伸ばしたものです。

太陽や星が、その土地の子午線の上にくることが、南中です。

地球は、西から東へ向かって自転しますから左の図のように、太陽がいまちょうどアの子午線上にあるとすると時間が経つにつれて、つぎつぎに西のほうのイ・ウの子午線の上にきます。

そして、24時間後には、ふたたびアの子午線の上にきます。

ですから1時間経つと、太陽は360°÷24＝15°だけ西によった子午線上にくるはずです。

経度が15度西によると、南中は1時間ずつおくれるわけです。

太陽の南中する時刻を、12時と決めたのですから経度が15度西のイの12時は、アの12時より1時間あとになるわけです。

イの12時のときには、アでは午後1時です。

標準時

経度の違うところで、それぞれ違った時刻を使うことにたいへん不便なことです。

たとえば、東京（東経140度）で12時のとき明石（東経135度）では11時40分になります。
これでは、同じ日本の中で、いろいろな時刻を使うことになってとても都合が悪くなります。

日本では、だいたい東経135度が東西の中心になります。

そこでこの地点の子午線に平均太陽のくるときは日本中どこの土地でも、正午と決めています。

こうすれば、私たちは、みな同じ時刻が使えて便利です。この時刻を日本中央標準時といいます。

世界の各国でも、それぞれ都合のよい子午線を決めここを平均太陽が通る時刻を、正午としています。

アメリカのように大きな国では、国全体を4つにわけ4つの標準時を使っています。

世界時

交通で通信がすすんでくると各国ごとに違った標準時か使うのでは不便なことがあります。
天文の研究などのためにも世界共通の時刻があったほうが都合がよいのです。

そこで、経度0度の地点の平均太陽時を、世界共通の時刻としました。これが世界時です。

日本標準時と世界時は、9時間ずれています。
世界時で正午のときは、日本中央標準時では午後9時になります。

日付変更線

世界地図を開いて、太平洋の真ん中あたりを見ると経度180度の線にそって、日付変変更線というものがあります。

この線を越えて通る飛行機や船は、ここで日付を進めたり遅らせたりしなければなりません。

イギリスのグリニッジで、6月10日12時のとき西経180度の地点では、10日の0時です。
また、東経180度の地点では、10日の24時、つまり11日の0時となります。

ところで、東経180度の経線と西経180度の経線とは同じものです。

そうすると、そこでは、グリニッジで6月10日11時のときは10日の0時とも考えられ、また、11日の0時とも考えられるわけです。

こうして、グリニッジから、東へ東へと時刻を調べていって経度180度の地点へいったときグリニッジから西へ西へと時刻を調べていって、同じ地点までいったときとでは、ちょうど2日だけ日付が違ってしまいます。

時刻は、どちらの場合でも同じ0時です。

まだ、グリニッジから西へ西へと数えていってふたたびグリニッジまできたとするとグリニッジで6月10日の12時という時刻が6月11日の12時ということになります。

これは地球のまわりに経度を数えると、どうしても起こることなのです。
それで、だいたい180度の経線にそって日付け変更線というものをつくりました。

これは、西から東へ通り抜けるときには、1日だけ日を減らし、反対に東から西へ通り抜けるときには1日だけ加えることにしています。

陸上にこの日付け変更線が通っていたのではすぐ隣り合った村と村とで日付けが違うというようなことが起こり不便です。

しかし、180度の経線が通っているところは大部分が海なので、その心配はありません。

180度の経線は、北のほうでは大陸に少しかかり南のほうでは、小島にかかりますが日付け変更線はそのようなところをよけてひかれています。

時報

天文台では毎晩、標準星が子午線を通る時刻を観測して正しい恒星時をはかり、これから計算して正しい平均太陽時を出しています。

天文台には、精密な時計がありいつも正しい時刻をしめすように動いています。
しかし、その時計でも、絶対にくるいがないとはいえません。
観測してはかった正しい時刻をくらべて、時計のくるいを調べています。

この時計は、日本全岡の時計のもとになるものでこれを標準時計ということがあります。

標準時計は、これまでは精密な振り子時計が使われていましたがいまでは、もっと正確で、磁針の影響などを受けることもほとんどない、水晶時計や原子時計が使われています。

この正しい時刻を広く知らせることを、報時といいます。

また、東京都小金井の郵政省電波研究所からは、昼も夜も休むことなく、水晶時計の正しい毎秒の時刻信号が、短波無線で送り出されています。

この時刻は、東京天文台の時計で監督されているのです。
放送局では、これらによって、自分の時計を直しその時計で、時報を出しています。

NHKの特報は、100分の1秒くらいまで正確に出されています。

時刻の決め方

私たちは、よく「昨日、10時に寝て、今朝7時に起きたから9時間も寝た」などと言います。

この場合、10時とか、7時とかいうのは時刻で寝たときや、起きたときの瞬間を言っているのです。
これにたいして、9時間というのは、この2つの瞬間のあいだの時の長さのことです。

したがって「いま、時間は何時」ではなく「いま、時刻は何時」というのが正しいのです。

時刻も時間も、時計ではかりますす。
しかし、時計はときどき、ラジオの時報にあわせなければなりません。

それでは、その時報のもとになる時刻はどのようにして決められるのでしょうか。

太陽と時刻

太陽は地球の自転のため毎日東から出て南を通り西に沈むように見えます。

太陽が真南にきて、ふたたび、真南にくるまでのあいだが1日です。
この1日の長さの24分の1を1時間、その60分の1を1分そのまた60分の1を1秒と、細かくわけて、時間が決められています。

ですから、太陽の動きを見れば、時間で時刻を知ることができます。
また、太陽の光がつくる影を見ても、時刻がわかります。

このようにもとめた1日（真太陽日）はくわしくいえば、私たちがふつう使っている1日とは、違うのです。

日時計

棒を立てて、その影の位置をはかれば、時刻がわかります。
けれども、棒を地面に垂直に立てただけでは季節によって、時刻の目盛りをとりかえなければなりません。

1年中、同じ目盛りですませるには、棒を地軸の方向にたてるのです。

それには、まず、地面の上に、正しく南北の方向に線をひきます。
その線の上に棒をおき、棒の北に向いたはしを地面から35度の角度だけ上へ持ち上げて、棒をななめにします。

（35度は東京の緯度）このように、棒と地面との角度がその場所の緯度と同じになるようにすれば棒に地軸の方向に向いたことになります。

この棒に、直角に目盛り板をつけたのが、こま型日時計です。
ほかに水平日時計・垂直日時計などがあります。

真太陽と平均太陽

日時計のように太陽の動きで時刻を決める方法は、たいへん簡単です。
しかし正しい時刻を知るためには、これだけでは、まだ充分とはいえません。

というのは、細かく調べてみると、太陽が日周運動で地球をひとまわりする時間は、1年中同じではないからです。

地球の軌道は完全な円ではなく、それに近い楕円です。

そのため、地球と太陽の距離が近いときには地球から見た太陽の動きは速くなり、遠いときには遅くなります。

また地球の自転の軸が、その公転の面にたいして傾いていることからも、太陽の見かけの動きはかわってきます。

このように速くなったり遅くなったりする太陽の動きをもとにしたのでは、1日の長さが、日によって少しずつ違うことになります。

そこで、本当の太陽の動きとは別に1年中かわらない1日の長さを考えました。
そして1年中、同じ速さで動くように見える太陽を考えたのです。
これを平均太陽といい、それにたいして実際の太陽を真太陽といいます。

平均太陽をもとにして決めた時刻を平均太陽時といい私たちはこれを使っています。
これにたいして、真太陽をもとにして決めた時刻は、真太陽時です。

真太陽時と平均太陽時との違いを、均時差といいます。

恒星と時刻

私たちは、平均太陽によって、時刻を定めることができます。

けれども平均太陽は、時刻を定める上に仮に考えておいたものですから、その南中するのを実際にはかることはできません。

正しく時刻を決めるには、太陽のかわりに数個の標準星といかれる恒星を決めておいてその南中する時刻をはかり、それから計算によってそのときの平均太陽時刻をもとめるのです。

恒星の日周運動も、地球の自転のためですから、その動きは正確です。

恒星は望遠鏡で見ても、小さな点にしか見えず位置が決めやすく、そのうえ風のない、静かな夜に観測するので太陽の場合よりも、ずっとよい結果が得られます。

恒星時

このように標準星は、くりのない時刻をしめします。

しかし、恒星のしめす1日は、地球の公転のため平均太陽のしめす1日より、ごくわずか短いのです。

この時刻は、そのまま使うと、私たちの生活に不便なのでいつも平均太陽時に計算し直さなければなりません。

恒星のしめす時刻を恒星時といい春分点が南中するときを0時としています。

恒星時で数えると、1年は366日です。

季節

春の温かい日差し、夏の夕立、秋の涼しい風、そして、冬の長い夜。

このように、私たちのまわりの自然は地球が太陽のまわりを公転するにつれて姿をかえます。

この地球の公転や自転の様子を調べていくと季節の移り変わりについてのいろいろな問題がわかります。

季節の変わるわけ

地球は大きな球で、コマのように自転しています。

地球には、コマのような芯棒はありませんがやはり南極と北極をむすんだ線を軸にして、まわっています。

いま、地球が公転する有様を、コマの図のように考えてみましょう。
平らな机の真ん中においた電球を、太陽と考えます。

そのまわりの円は、地球の公転する軌道です。
この軌道に沿って、地球のかわりにコマが自転しながらまわっているとします。

図を見てすぐに気がつくことはこのコマがふつうのコマのように、まっすぐに立っていないことです。
地球も、このように軸を傾けながら、自転をしているのです。

コマは、電球の右側のところではこの傾きのために、上の面がよく照らされます。
このコマの上の面が夏、下の面が冬にあたるわけです。

つぎに、電球の左の方では、コマの上が影になり下の方がよく照らされています。

ここでは、コマの上の面が冬、下の面が夏になるわけです。図を見てください。
コマの形が地球の形にかわっただけで、動き方は、まったく同じです。

地球の軸は公転する面（コマの場合の平らな机）にたいして垂直ではなく、垂直より23度半傾いています。

したがって、図のように、地球の北のほうがよく太陽に照らされたり南のほうが日当たりがよくなったりするのです。

このようにして、冬と夏が起こり、その中間では、春と秋になります。

地球の赤道のあたりでは、いつも頭の真上から太陽によく照らされているので、いつも暑い夏ばかりで季節のうつりかわりはありません。

また、北半球が夏のときに南半球は冬で反対に北半球が冬のときは南半球が夏になるということも図を見ればよくわかります。

このとき、北半球は、冬至です。

図のように、南極は23度半だけ、太陽のほうに傾いています。
ですから、赤道より23度半だけ南によった南回帰線という線の上に太陽がきます。

北極から23度半南によった北極圏までのあいだには地球が自転しても、日があたらず、昼かわりません。

そして、南極から23度半北によった南極圏までのあいだの地点では、夜がありません。

昼と夜の境目（日の出・日の入り）の線は地球の自転軸にたいして傾いているので、北の地方と南の地方とでは日の出・日の入りの時刻が、それぞれ違い、昼と夜の長さが違います。

北極圏に近いところを、まえの図から考えてみると昼の部分は少しで夜の部分が多く、つまり、夜の長いことがわかります。

その年によって違いますが、冬至は12月23日ごろです。

春分

図のイを見ると、地球の軸は、公転の方向にたいしては、傾いていますが、太陽の方向にたいしては直角です。
したがって、太陽は、地球を真横から照らすようになります。

冬至のときに、南回帰線の上にきていた太陽はだんだん北にきて、春分の日には、赤道の真上にくるのです。

地球上、どこでも、昼と夜の長さが同じだということも図からわかります。
春分は3月21日ころで、日本では彼岸の中日にあたります。

夏至

冬至の半年後、6月22日ごろ、地球は135ページの図ウの位置にきます。
冬至のときと、北と南がまったく反対になり北極は23度半、太陽のほうに傾きます。

春分のとき、赤道の上回あった太陽は、ますます北によってこの日には、北回帰線の真上にまできます。

北極圏より北には夜がなく、太陽は沈みません。
そして、その近くでは、夜の部分が少なく昼の部分が多いことが図からわかります。

秋分

春分より半年経った9月23日ごろです。
春分とまったく同じように考えることができます。

太腸は夏至のときの北回帰線から南に動いてきてこの日に赤道の真上にくるのです。日本では、秋の彼岸の中日にあたります。

北国の星と夜

ずっと北野地方では、太陽の方角や昼と夜の長さは、どのようにかわるでしょうか。

夏至とき、北極圏（北緯66度30分の緯線をいう）にいくと太陽は午後12時になっても沈みません太陽は地平線すれすれまで低くはなりますがそのまま昇ってしまいます。

そして、北極圏より北では地平線までも下がらないで、また昇ってきます。
北極圏で、太陽が沈まないのは、夏至のときだけですがそれより北極に近づくに連れて夏至の前後に夜のない日が続くようになります。

そして、北極では、太陽は1日中、地平線と平行に動き半年のあいだ、夜はありません。

白夜

北極圏よりもわずか南の地方、たとえば、北ヨーロッパの国々では夏至のころの夜に白夜といっています。

白夜のころは夜がたいへん短く、しかも太陽は地平線からわずか下に沈むだけなので一晩中薄明のような明るい夜になります。

反対に、冬至の前後には、北国の夜は、非常に長くなります。
冬至の日に、北極圏では、太陽は地平線まであがるだけでまた沈んでしまいます。

それより北では冬至の前後に太陽を見ない日が続き雪と氷に閉ざされた、長い夜の季節になるのです。

赤道地方の昼と夜

南の地方では、どうでしょうか。

太陽に南に行くにつれて、だんだん高くまで上がるようになります。

北回帰線（赤道から23度30分北によった緯線で日本付近では台湾のほぼ中央を通っている）では夏至のとき太陽はちょうど頭の真上を通ります。

そして、それより南の地点では夏至のころの太陽は北の空を動くようになります。
赤道地方では、太陽は、1年中地平線に垂直に昇り昼と夜の長さはいつでも同じです。

北半球・南半球の星と夜

地球の赤道から北の部分を北半球といい、南の部分を南半球といいます。

南半球では、北半球の季節と、ちょうど反対になります。
北半球が夏のとき南半球では冬です。
また北半球が冬のときは、南半球は夏です。

北極は、南極とまったく反対の地点ですから北極が夏で1日中太陽が沈まず半年の長い昼が続くとき南極は冬で、まったく太陽を見ることができない長い夜が続きます。

昭和基地

日本の南極観測地である昭和基地は、南緯69度にあります。
これは、66度半よりも大きいので、当然南極圏内にあります。

したがって、ここでは夏至の前後には全然太陽を見ることができないのです。

実際6月1日から7月12日までの42日間は、太陽は出てきません。
もちろん日本では、このころはいちばん日が長く暑いことですが、南半球では冬のわけです。

南極の越冬隊の人たちは、太陽がはじめて顔を出す日をどんなには待ちわびていたことでしょう。

太陽が出るようになれば、やがて、春がやってくるからです。

反対に、冬至（北半球での）の前後には沈まない太陽を見ることができるわけです。

このようなところでは日常の生活は実に、たいヘんだろうと思われます。

夜になったからねるのでなく、南のほうに太陽が偏ったからもう寝なければならないということになるわけです。

まったく、奇妙なものだと想像されます。