散光星雲（さんこうせいうん）

散光星雲の分布図

オリオン大星雲（M42）や干潟星雲（M8）に代表される散光星雲は、私たちの住む銀河系の中にあり、不規則な形に広がったガス体からなる星雲で、主に天の川の近くに集中して見られるものです。散光星雲には、発光星雲と反射星雲の2種類があります。

発光星雲は、星雲中心部にある高温の恒星の光を受けた星間ガスが発光して見えるもので、恒星から放射された強烈な紫外線を受けた星間ガスは、恒星の光を反射するだけでなく、水素が放射するＨα線を発しています（肉眼での観望では目立ちませんが、写真に撮ると驚くほど赤く写ります）。先のオリオン大星雲（M42）や干潟星雲（M8）、三裂星雲（M20）などがその代表的なものです。

反射星雲は、比較的温度の低い恒星の光を反射して光っているもので、星雲の色はその恒星の色とほぼ同じになります。アンタレスを取り囲む赤い星雲やプレアデス星団（M45）を取り囲む青い星雲などがその代表的なものです。

散光星雲は、他の種類の星雲に比べて見かけ上大きな広がりを持った星雲で、全天に約1000個ほどの散光星雲が発見されています（メシエ天体に属するものは、そのうちわずかに6個しかありません）。いずれも距離は数千光年以内にあり、それよりも遠いものは発見されていません。もっと遠くにも散光星雲があると思われてはいますが、星雲と観測者の間にある多数の恒星や星間物質の重なりのために遮られてしまい、見ることができないと考えられています。

また、近いものでも数百光年ほどの距離にあり、100光年よりも近い散光星雲は見つかっていません。プレアデスのまわりの反射星雲（距離410光年）、さそり座νのまわりの反射星雲（360光年）などは比較的近くにある散光星雲です。ちなみにオリオン座大星雲までの距離は1500光年、干潟星雲までは4850光年と測定されています。

なお、散光星雲は淡く大きく広がったものが多いので、空の澄んだ所でないと見ることができません。

惑星状星雲（わくせいじょうせいうん）

惑星状星雲の分布図

こと座のリング星雲（M57）に代表される惑星状星雲も、銀河系の中に位置している天体です。惑星状というと、太陽系の惑星との関連を想像しがちですが、小さな円盤状に見えるというだけで、関連は何もありません。

惑星状星雲は、高温の中心星を取り巻くように広がったガスが中心星の放射する紫外線によって電離し、特有の輝線を発しているもので、最も強い輝線は500.7nm（ナノメートル）、肉眼でははっきりしませんが、写真に撮ると青緑色に写るものが多いのはこの輝線のためです。

惑星状星雲はかなり遠い距離にあるので、距離を測定することが難しく、測定された値にはかなりの誤差が含まれるものと思われています。比較的近くにある惑星状星雲として、こぎつね座のあれい状星雲（M27）がありますが、それでも975光年ものかなたと測定されています。リング星雲（M57）は1410光年、おおぐま座のふくろう星雲（M97）にいたっては、1万光年もの彼方とされています。

惑星状星雲の実直径は、距離と視直径から計算で求めることが可能ですが、距離の値に誤差を含んでいるので、やはり概略値にすぎず、0.05〜7光年ほどと、大きさはさまざまです。リング星雲（M57）の実直径は長径0.87光年×短径0.61光年、あれい状星雲（M27）は2.3光年×1.1光年、ふくろう星雲（M97）は7.2光年×7.3光年ほどとされています。

惑星状星雲の中心付近には、つねに青白い恒星が存在しています。惑星状星雲は中心星と呼ばれるこの星に対してほぼ点対称に広がっていて、星雲がこの星から誕生したことが分かります。

惑星状星雲は視直径の小さいものが多く、双眼鏡でその円盤状の形を見ることができるものは非常にわずかです。たいていのものは、位置を確認できる程度と考えたほうがいいでしょう。惑星状星雲を観察するときは、できるだけ大きな口径の望遠鏡を用意したいものです。

惑星状星雲はその形によって次のように分類されています。

I

恒星状に見える

IIa

楕円形で一様に明るく、集光している

IIb

楕円形で一様に明るいが、集光していない

IIIa

楕円形で明るさが一様でない

IIIb

楕円形で明るさは一様でなく、明るいエッジを持つ

IV

環状に見える

V

不規則

VI

異様なもの

銀河（ぎんが）

銀河の分布図

私たちの太陽系は銀河系という大きな星の集団の一部を構成しています。銀河系には約2000億個の恒星や、たくさんの星雲、星団、さらに星間物質と呼ばれるガス体などが含まれています。そして、宇宙には銀河系と同じような星の大集団（これを銀河といいます）が無数にあることが分かっています。これらの銀河は非常に遠くにあり、比較的近いアンドロメダ大銀河でさえ、212万光年もの彼方にあるのです。

銀河はみな大きく、アンドロメダ大銀河は直径20万光年（銀河系は10万光年）以上もあり、さらに大きいものでは数千万光年という途方もなく大きな銀河さえ発見されています。

銀河は、その形から、渦状銀河、楕円銀河、不規則銀河、F型銀河に分類されています。渦状銀河は中心核のまわりに恒星・星間物質が渦状に分布しているもの、楕円銀河はほとんど恒星だけが楕円体状に集合しているもの（星雲・星間物質は少ない）、不規則銀河は文字どおり形が不規則なもの、Ｆ型銀河は銀河の中では質量が最も小さいもので、見かけは楕円形あるいは不規則状ですが、中心核は存在していません。1926年にハッブルによって決められた銀河の形状の分類法を図に示します。

天球上における銀河の分布は非常に面白く、銀河赤道を中心に、＋40ﾟ〜−40ﾟの範囲にはほとんど存在していません。これは、銀河赤道（つまり天の川）にそって大量に存在する星間物質によって、銀河が隠されてしまうためなのです。

銀河までの距離を初めて測定したのはハッブルで、1924年12月に、アンドロメダ大銀河（M31）とさんかく座M33までの距離を90万光年と発表しました。ハッブルは両銀河中に脈動変光星を発見し、この周期−光度曲線を用いてその距離を計算しました。しかし、ハッブルは星間物質の存在を知らず（星間物質が確認されたのは1930年代になってからのことです）、星間物質による光の滅衰を銀河が遠くにあるためと考えたため、得られた距離の値には大きな計算誤差が含まれていました。現在ではM31までの距離は212万光年、M33までの距離は235万光年と測定されています。

散開星団（さんかいせいだん）

散開星団の分布図

数十個ないし数千個の恒星が不規則に群れ集まった集団を散開星団といいます。現在までに発見されている散開星団の総数は1000個を超えています。

散開星団は銀河（天の川）平面に数多く密集しているため、以前は銀河星団と呼ばれていたこともありました。

散開星団までの距離は1万光年以内のものが多いのですが、これより遠くにある散開星団も多く存在するものと考えられています。しかし、銀河面（すなわち天の川の周囲）に沿って存在しているために、遠くにあるものは近い恒星や星間物質によって隠されてしまい、見ることができないと考えられています。近距離の散開星団としてはヒアデス星団（距離142光年）、プレアデス星団（410光年）、プレセぺ星団（515光年）などが有名です」。

散開星団は、その密集度によって、a（まばら）からg（密集）の7段階に分類されています。

球状星団（きゅうじょうせいだん）

球状星団の分布図

数万ないし数十万個の恒星が球状に密集した集団を球状星団といいます。現在までに発見されている球状星団の数は130個を超えています。見かけ上は円形で、恒星は中心に近いほど密集しており、周辺部にいくにしたがって徐々にまばらになっています。球状星団をよく調べると、完全な球形ではなく、わずかに歪んだ楕円体であることが多いのですが、これは球状星団全体が自転運動をしているためだと言われています。

球状星団に含まれている恒星の正確な数は分りません。中心付近にはたくさんの星が密集しているので、写真から数を特定することは不可能で、一般には実光度をもとに質量を推定し、質量の値から恒星数を推定する方法で恒星数が求められています。たとえば、M22（いて座）は質量が太陽の700万倍もある巨大な星団ですが、これに含まれる恒星の質量を太陽と同じだと仮定することによって、700万個という数が求められているのです。ちなみにM5（へび座）やM4（さそり座）などの質量は太陽質量の6万倍、M13（ヘルクレス座）は215万倍、M15（ペガスス座）は600万倍とされています。

これらの恒星は、球状星団の中心に対して点対称をなして分布しています。球状星団内の恒星は、青白色から赤色までさまざまですが、明るい恒星はすべて赤色で、これより2〜3等級暗い星は黄色か白色となっていることが多く、球状星団を写真に撮ると赤味を帯びて写ります。

球状星団内には変光星が多数存在していますが、最も多いのはM3の212個です。

球状星団までの距離は、一般に2万〜5万光年と言われていますが、太陽に最も近い球状星団は、や座のM71でその距離は0.8万光年です。どれもほとんど同じように見える球状星団ですが、その実直径はかなりまちまちで、小さいものでは14光年（M71）ほどのものから、大きいものでは470光年（NGC4219）という巨大なものまであり、その平均は約110光年ほどとなります。

なお、球状星団は天球上に均一に分布しているのではなく、銀河（天の川）の中心方向（いて座）に密集しています。その中心は赤経17ｈ30ｍ、赤緯−31ﾟで、これより90ﾟ以上離れているものはわずかに4個しかなく、その半数以上は30ﾟ以内の空域に固まっています。

球状星団はその密集度に応じて、密なものから順にI〜XIIの12段階に分類されています。

球状星団は、一般に視直径の小さいものが多く、小口径望遠鏡で楽しめるものは、ほんのわずかしかありません。

超新星残骸（ちょうしんせいざんがい）

超新星残骸はその名の通り、質量が太陽の数倍もある恒星が、その一生の終わりに大爆発を起こし、超新星として輝いた後に残された爆発の残骸です。メシエ天体には、かに星雲（M1）しかありません。M1の場合、爆発の際に宇宙空間に飛び散ったガスは、毎秒1000km以上の高速で四方八方に広がっています。

その見え方から、惑星状星雲に分類されることもあります。