物理学第3回
Summary
TLDRこのビデオスクリプトでは、物理学の第3回として、銀河系の発見者であるウィリアム・ハーシェルの業績と、宇宙天体までの距離測定の方法について解説しています。スクリプトでは、地動説の確立と惑星の理解を通じて、宇宙の形を探求する過程を説明し、ハーシェルが銀河系の円盤状の形を発見した経緯を紹介しています。さらに、視差や星の色と明るさの関係、周期的変化と明るさの関係を用いた距離測定のステップについても触れ、天体観測の基礎知識をわかりやすく解説しています。
Takeaways
- 🌌 脚本介绍了银河系的发现以及哈雷谢尔对宇宙天体距离的测量方法。
- 📚 之前课程讨论了地动说,而本次课程转向了对银河系形状的探索。
- 🔍 哈雷谢尔认为通过研究恒星的分布可以了解宇宙的形状,他将恒星分布的空间形状称为“星”。
- 🛰️ 哈雷谢尔提出了两个假设:所有恒星的固有亮度相同,以及恒星在宇宙中均匀分布。
- 📊 哈雷谢尔通过观察不同方向上可见的恒星数量来推断宇宙的形状,得出了宇宙是圆盘形的结论。
- 🌐 他将这个圆盘形的宇宙称为银河系,认为太阳位于银河系的中心。
- 🌟 现代科学已经证明银河系是一个由恒星、尘埃和气体组成的巨大盘状结构,太阳并不在中心。
- 📏 测量天体距离的方法包括视差法、颜色-亮度关系法和周期性变化法。
- 👀 视差法利用地球绕太阳公转产生的视差来测量近距离恒星的距离。
- 🌠 恒星的颜色和亮度关系可以用来估计更远恒星的距离。
- ✨ 周期性变化法利用某些恒星的光度变化周期与其绝对亮度的关系来测量距离。
Q & A
物理学の授業で何について話されていますか?
-物理学の授業では、銀河系の発見と宇宙天体までの距離の測定について話されています。
地動説の確率過程とは何を指しますか?
-地動説の確率過程とは、惑星についての理解が進んでいく過程を指しています。
ウィリアム・ハーシェルはどのような宇宙の形を求めましたか?
-ウィリアム・ハーシェルは、星の分布する空間の形を調べることで宇宙の形を求めました。
ハーシェルの時代にはどのような問題がありましたか?
-ハーシェルの時代には、天体までの距離を求める手段が確立されていなかった問題がありました。
ハーシェルはどのようにして星の距離を求めることを試みましたか?
-ハーシェルは星の固有の明るさと宇宙の形についての仮定を用いて、星の距離を求めることを試みました。
ハーシェルの宇宙モデルでは太陽はどのような位置にありますか?
-ハーシェルの宇宙モデルでは、太陽は宇宙のほぼ中心に位置すると考えていました。
現代の銀河系のモデルでは太陽はどこにありますか?
-現代の銀河系のモデルでは、太陽は銀河系の中心から約2万5000光年離れた場所にあります。
銀河系の構造にはどのような部分がありますか?
-銀河系の構造には、バルジ(核球)、ディスク(銀河盤)、そしてハロー(銀河の外縁)があります。
視差とはどのような現象ですか?
-視差とは、観測者の位置が変わることで、遠くの物体に対する近接物体の位置が変わることです。
年収視差とは何を意味していますか?
-年収視差とは、地球が太陽周りを一周する間に、地球の位置の変化によって遠くの星に対する近接星の位置がどのように見えるかの変化を指します。
天体までの距離を測定するステップにはどのようなものがありますか?
-天体までの距離を測定するステップには、年収視差を使用する方法、星の色と明るさの関係を使用する方法、そして変星の周期と明るさの関係を使用する方法があります。
Outlines
🌌 ハーシェルによる銀河系の発見と宇宙の形
この段落では、ウィリアム・ハーシェルによる銀河系の発見と宇宙の形についての研究が紹介されています。ハーシェルは、星の分布空間の形を調べることで宇宙の形を調べたと考え、星の固有の明るさと宇宙の均一性に基づいて距離を測定し、宇宙が円盤状にあるという結論に至りました。しかし、太陽が銀河の中心にあるという誤った前提と、距離測定手段の未確立のために、彼のモデルには限界がありました。
📊 ハーシェルの銀河モデルと現代の銀河系の理解
この段落では、ハーシェルの銀河モデルと現代の銀河系の理解が比較されています。ハーシェルは太陽が銀河の中心にあると考えていたが、現代の研究では太陽が銀河の中心から約2万5000光年離れた場所にあることがわかっています。現代の銀河系は、中心のバルジを囲む円盤と、その外周を包むハローとされる星のまばらな成分から成り立っています。
🔭 星の集団「聖運」と天体までの距離の測定
この段落では、星の集団「聖運」と呼ばれる天体が銀河内にあるのか、それとも銀河外にあるのかという問題が提起されています。聖運の実際の規模を知るために、天体までの距離の測定が重要であることが強調されています。視差、星の色と明るさの関係、周期的変化と明るさの関係という3つのステップを使って距離を測定するプロセスが紹介されています。
👀 視差と天体までの距離の関係
この段落では、視差という現象を使って天体までの距離を測定する方法が説明されています。視差は、地球の異なる場所から見たときに、近距離の物体が背景に対して異なる位置に見える現象です。この視差を利用して、地球と星の間的距离を計算することができます。視差は距離に反比例するため、距離が遠くなるほど視差は小さくなります。
📏 天体までの距離測定の限界と意義
最後の段落では、天体までの距離測定の限界とその意義について述べています。視差が小さすぎるために測定できない距離に達する前に、約200光年以内の星の距離を正確に測定できることが重要です。これは、第2ステップと第3ステップの方法を用いた距離測定の基礎となります。
Mindmap
Keywords
💡銀河系
💡地動説
💡惑星
💡宇宙天体
💡視差
💡固有の明るさ
💡星の集団
💡光年
💡聖運
💡渦巻状の構造
💡天体の周期性
Highlights
物理学の授業では、銀河系の発見と宇宙天体までの距離測定について学ぶ。
ハワーシェルが銀河系の形を調べ、宇宙の形を知るための方法を提案した。
惑星の理解が進む過程で、宇宙の天体の分布も理解が深まった。
ハワーシェルは、星の分布空間の形を調べることで宇宙の形を知ろうとした。
星の固有の明るさと宇宙の分布を仮定して、宇宙の形を推測する方法を提案。
宇宙は円盤状であるという結論に至り、太陽が中心に位置すると考えられた。
現代では、我々の銀河系は円盤とバルジ、ハローの3つの部分で構成されていると知られている。
太陽は銀河系の中心から約2万5000光年離れた場所に位置する。
ハワーシェルの仮定が正しくなかったことから、彼の宇宙モデルは誤りがあった。
しかし、ハワーシェルは宇宙が円盤状であるという点では正しい答えを得ていた。
聖運(星の集団)が銀河系内にあるかどうかが、その大きさの理解に重要である。
天体までの距離測定は、聖運の位置と大きさの理解に不可欠である。
視差法、色指数法、周期変光星法の3つのステップで天体までの距離を測定する。
視差は、地球と天体の相対位置の変化から天体までの距離を推定する方法。
視差が小さいほど天体が遠く、視差が大きいほど天体が近くある。
視差法で測定できる距離には限界があり、約200光年以内の星に限られる。
銀河系の直径は約8万光年で、視差法で測定できる範囲は限られている。
視差法は、次のステップで使用される距離測定方法の基礎となる。
Transcripts
皆さんこんにちは物理学1第3回の事業を
始め
ます今回の内容
は銀河系の発見ハーシェルの
宇宙天体までの距離の測定
です第1回と第2回で地動説の確率過程に
ついて述べました
そこでの主役は惑星でありそこでの主役は
惑星であり地動説の確率過程というのは
惑星についての理解が進んでいく過程で
あったわけ
です一方それと並行する形で構成について
の理解も進んでいきまし
た構成というのはそれ自体は太陽と同じ
ようなものであり
太陽に比べてはるかに遠い距離にあるため
に夜空で見えているような見かけの明るさ
を持っているのだということが分かってき
たの
ですそれらの構成が分布する空間の形を
調べたのがウィリアムハーシェルでし
た以下では構成のことを単に星と呼ぶこと
にしし
ますハーシェルは星の分布する空間の形を
調べればそれは宇宙の形を調べたことに
なると考えまし
た星の分布する空間の形は1個1個の星が
3次元空間の中でどういう位置を持って
いるかを調べ
分かり
ますしかしそのためには1個1個の星まで
の距離を求める必要があり
ます天体までの距離を求める手段は
ハーシェルの時代にはまだ確立していませ
んでし
たそこでハーシェルは次の2つの過程を
置いて宇宙の形を求めることにしました第
一の過程
は星
の固有の明るさ
は皆
同じ星の固有の明るさは皆同じであると
いうもの
です星の固有の明るさとはその星自体が
持っている性質としての明るさということ
です第2の家庭
は星は宇宙に一応に分布
するすなわち
単位体積あたりの星の個数に場所による
ばらつきがない
がその宇宙はある有限の大きさと形を持っ
て
いるというもの
です先ほど述べた2つの過程に
より色々な方向に望遠鏡を向け
てその視野内に見える星の数を調べれば
宇宙の形が分かり
ますなぜならもし視野内に見える星の数が
多ければその方向には星が遠くまで分布し
ていることに
なり逆に視野内に見える星の数が少なけれ
ばその方向には星が近くまでしか分布して
いないことになるから
ですこのようにして宇宙の形を調べた結果
宇宙は円盤上で
あるという結論を得まし
たハーシェルが求めハーシェルが求めた
円盤上の宇宙は今の言葉で言うと銀河
系銀河系我々の銀河とも言いますが銀河系
に対応するものであると考えられ
ますハーシェルが形を求めた円盤上の宇宙
を縦の平面で切った時の断面を表したのが
この図
です図の真ん中に近いとに大きな星印
で表されているのが頭の真ん中に近い
ところに大きな星印で表されているのが
太陽
ですすなわちハーシェルの宇宙では太陽は
宇宙の太陽はほぼ宇宙の中心にあることに
なります
ハーシェルの宇宙は我々の銀河系に対応
するものであると述べましたがでは我々の
銀河系はどのようになっていると現在では
分かっているかを表したのがこの図
ですこれは我々の銀河系を真横から見た
ところ
です真ん中にある星の集団
がバルジと呼ばれてい
ますこのバルジを取り巻くように
円盤ディスクがあり
ます円盤も星でできてい
ますこの円盤を包み込むよう
に
ハローと呼ば
れるまばらな星の成分があります
円盤の直径は約8万高年
ですここで後年というの
は長さの単位
で1高年はイコール光が真空中を1年間で
進む距離
一高年は光が真空中を1年間で進む距離
です太陽
は我々の銀河系の中心から約2万5000
後年離れたところにあります
ハーシェルの宇宙では太陽は宇宙の中心に
あるのでその意味ではハーシェルは謝って
いたことになり
ますハーシェルが謝っていた理由は
ハーシェルの置いた2つの家庭が正しく
なかったこと
ですそうであるにもかかわらず幸いにも
円盤上であるという点ではハーシェルは
正しい答えを得ていたことになります
我々の銀がを真上から見るとこの図のよう
になり
ます円盤の
うち特に星が集中している部分
は渦巻状の構造
渦巻き状の構造を形づくっていることが
分かり
ますこの図にも太陽の位置が示されてい
ますここから内容が大きく変わります
夜空を望遠鏡で見ると星の他にぼんやりと
広がった天体が見えることが昔から知られ
ていまし
たそのよう
な広がりを持ったそのような広がりを持っ
た天体
を
聖運と呼んでいました
望遠鏡の性能の向上により水運のうち多く
のもの
は星の
集団星の集団であることがわかりまし
たここからは星の集団であるような聖運に
注目することにします
聖運は我々の銀河系の内部にある天体なの
かそれとも我々我々の銀河系の外のはるか
遠くにある天体なのかということが問題に
なりまし
たこのことは見かけ上ある大きさに見えて
いる聖運が実際にはどのくらいの規模の
ものなのかということに関係してき
ますもし聖運
が我々の銀河系の内部に
ある天体であるなら
ば星の集団としてそれほど大きくないもの
であることになり
ます一方
水運が我々
の銀河系の外
のはるか遠くに
ある天体であればそれは星の大
集団であることになり
ます以上述べた疑問に対すること答えを
知るため
に水運までの距離を測定
する水運までの距離を測定することが重要
になってきまし
たそこでここから次回にかけて天体までの
距離の測定ということについて説明します
第1ステップは年収視というものを使う
方法
です第2ステップは星の色と明るさとの
関係を使うという方法
です第3ステップは変更性の周期と明るさ
との関係を使うという方法です
ここで第1
ステップ第2
ステップ第3
ステップと述べた意味は次のようなこと
ですまず第1ステップに
より近いところにある天体までの距離を
測定し
ます次にこの第1ステップで得られた距離
測定の結果を踏み台にし
て第2ステップに
よりやや遠くにある天体までの距離を測定
し
ます最後に第2ステップまでで得られた
距離測定の結果を踏み台にし
て第3ステップによりさらに遠くにある
天体までの距離を測定するのです
今回は第1ステップの年収資さというもの
を使う方法について説明し
ます第2ステップと第3ステップの方法に
ついては次回第4回に説明することにし
ますまず視について説明します
この図のように遠くに山脈があるものとし
ますそして比較的近いところ
に木が立っているとし
ます
さらに2人の観測者
が互いに少し
距離を置い
て立っているとし
ます右側の観測車から
は木の先端
はある山の頂上に重なって見え
ます左側の観測車から
は木の先端は別の山の頂上に重なって見え
ますこのように観測者がいる場所の違いに
より比較的近いところにあるものの遠くに
ある背景に対する位置が異なって
見えること
を視差と言い
ます視というのは次のようにすれば体感
することができ
ますまず窓の方を向いて
ください次に窓の方向に腕を伸ばして
人差し指を立てて
くださいそして左目をつぶって右目で
人差し指を見たり右目をつぶって左目でし
人差し指を見たりしてみてください
すると右目で見た時と左目で見た時とで窓
に対する人差し指の位置が違って見える
ことがわかり
ますこの場合は左右の目が少し離れている
ことが上での先ほど述べた観測者がいる
場所の違いに当たるわけです
次
に年収
資について説明し
ます遠くにいくつかの星があるとし
ますそして比較的近いところにも星がある
とします
地球は太陽の周り
を太陽の周りを好転しているの
で
例えば1月
と7月で
は地球のある場所が違い
ますする
と1月に
の星を見た時
と7月に近くの星を見た時と
で遠くのいくつかの星に対する位置が違っ
て見え
ます前の図との関係で言うと遠くにある
いくつかの星が山脈
に近くにある星
が木の先端に対応
し1月
と7月に
ある1月と7月に地球のある場所の違い
が2人の観測者のいる場所の違いに対応し
ています
1年間を通して考える
と地球は太陽の周りを一周するの
で近くの星
の遠くの星に対する見かけの位置も一周
することになり
ますこの見かけのうこの見かけの動きの
大きさは角度で表され
ますこれを年収示唆と言います
近くの星までの距離が遠くなるほど年収視
さは小さくなり
ますその2つは正確に反比例の関係にあり
ます
すなわち
距離が2倍になると年収資さは1/2に1
になり距離が3倍になると年収しさは
1/3になり
ます年収資は距離に反比例するので
が測定できれば距離は正確にわかり
ますしかし距離が大きすぎると年収視さは
小さすぎて測定できなくなり
ますすなわち
年収年収視が測定できる星の距離にはが
あり
ます市上の望遠鏡で年収資査が測定できる
の
は約200高年以内
の星に限られ
ます我々の銀河系の円盤は直径が約8万
高年です
から約200高年以内の星というのはごく
限られた星ということになってしまい
ますしかしごく限られた星であるにせよ
その距離が正確に測定できるということは
次の第2ステップそしてその次の第3
ステップの方法を使う時の踏み台として
重要なこと
です今回の内容は銀河系の発見ハーシェル
の
宇宙天体までの距離の測定でし
たそれではこれで今回の授業を終わります
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