カルト・デュ・シエル

カルト・デュ・シエル（フランス語発音： [kaʁt dy sjɛl]、文字通り「天空の地図」）と天体カタログ（または天体図）は、19世紀後半に開始された大規模な国際天文プロジェクトの2つの別個でありながら関連した要素であり、11等星または12等星のような暗い数百万の星の位置をカタログ化し、地図化するものでした。世界中の20の天文台が、数十年にわたる大規模な観測プログラムに参加し、22,000枚を超える（ガラス）写真乾板の露光と測定を行いました。その大規模さにもかかわらず、またはその規模ゆえに、プロジェクトは部分的にしか成功しませんでした。カルト・デュ・シエルの部分は完成せず、天体カタログの部分はほぼ半世紀の間ほとんど無視されていました。しかし、 1997年にヒッパルコスカタログが登場したことで、この歴史的な乾板資料の使用法が大きく進歩しました。

起源と目的

1887 年、パリ天文台長アメデ・ムシェが、星図作成プロセスに革命をもたらす新しい乾板写真法の可能性に気づき、大規模で前例のない国際星図作成プロジェクトを開始しました。1887 年 4 月にパリで開催された 50 名以上の天文学者による天体写真会議の結果、世界中の 20 の天文台がこのプロジェクトに参加することに同意し、次の 2 つの目標が設定されました。

最初の天体カタログでは、全天を 11 等級まで撮影し、8 等級までのトランジットおよび子午線周回計器による観測で以前に観測された等級間のギャップを埋める星の位置の参照カタログを作成することになりました。これにより、適度に密集した星の位置ネットワークが提供され、今度はより暗い調査コンポーネント (Carte du Ciel) の参照システムとして使用できます。世界中のさまざまな天文台が、特定の赤緯ゾーンの調査を担当しました (表を参照)。通常 6 分間露出される天体カタログプレートは、やがて完全に撮影、測定され、出版されました。これにより、約 11.5 等級までの位置と等級のカタログが作成され、プログラムは 20 世紀の最初の四半期にほぼ完了しました。

2 番目の目標は、露出時間を長くして重複を最小限に抑えた 2 枚目のプレートセットで、14 等級までの星をすべて撮影することです。これらのプレートは、トランジット機器で観測された星の天体座標から作成された以前の天空図とは対照的に、Carte du Ciel という図表セットとして複製および配布される予定でした。Carte du Ciel プレートのほとんどは、20 分間の露出時間を 3 回使用し、1 辺が 10 秒角の正三角形を形成するようにずらして配置することで、星とプレートの欠陥、および小惑星と星の区別を容易にしました。

この大規模な国際天文学協力についての当時の記録は、1912年にオックスフォード大学の天文学のサビリアン教授であったハーバート・ホール・ターナーによって出版されました。 ^[2]その他の側面は、1988年に開催されたIAUシンポジウム第133号の議事録のさまざまな論文で取り上げられています。^[3]

天文カタログ

天体写真カタログのために、世界中の20の天文台が22,000枚以上のガラス板の露光と測定に参加しました（表を参照）。約半数の天文台はフランスのヘンリー兄弟（ポールおよびプロスパー）に望遠鏡を注文し、残りはダブリンのハワード・グラブの工場から注文しました。^[4]これらの望遠鏡は、口径約13インチ（33cm）、焦点距離11フィート（3.4m）の通常の天体写真器と呼ばれ、2°×2°の視野をカバーしながら、写真乾板上に約60秒角/mmの均一なスケールで画像を作成するように設計されています。各天文台には、写真を撮る特定の赤緯ゾーンが割り当てられました。最初のこのようなプレートは 1891 年 8 月にバチカン天文台で撮影され(ここでの撮影には 27 年以上かかりました)、最後のものは 1950 年 12 月にベルギー王立天文台(ブリュッセル) で撮影されました。ほとんどの観測は 1895 年から 1920 年の間に行われました。プレートの欠陥を補正するために、各天体領域は、ゾーン境界で拡張された 2 倍の角から中心へのオーバーラップパターンを使用して 2 回撮影され、各天文台のプレートが隣接するゾーンのプレートと重なるようにしました。参加した天文台は、すべてのプレートが約 60 秒角/mm の同様のスケールになるように、標準化された望遠鏡を使用することに合意しました。プレートの測定可能領域は 2.1°×2.1° (13 cm×13 cm) であったため、オーバーラップパターンは、赤緯のすべての度帯で中心に配置され、赤経で 2 度オフセットされたプレートで構成されていました。参照カタログ、縮小技術、印刷形式など、多くの要素は各機関に委ねられました。位置精度の目標は、画像あたり 0.5 秒角でした。

プレート測定は、目視による測定と手作業による記録という、時間のかかる作業でした。プレートは、各プレート上の星の位置を決定するために、コンピューターとして働く多数の人々に引き渡されました。(「コンピューター」という言葉は、現代の意味になる前は、計算を行う人を意味していました。) これらの人間のコンピューターは、各星を、そのプレート内の約 12 個の基準星に対して手動で測定し、次に計算を行って星の赤経と赤緯を決定しました。しかし、限界等級の 11 等級という当初の目標は、概ね達成され、一部の天文台では 13 等級という暗い星を日常的に測定していました。合計で、約 460 万個の星 (860 万枚の画像) が観測されました。最も明るい星はプレート上で露出オーバーになり、測定されず、そのため結果として得られるカタログには含まれていませんでした。プレートの測定値（直交座標）と、それを赤道座標に変換する公式は、天文カタログの原巻に掲載されましたが、付随する赤道座標は現在では歴史的な関心事としてのみ扱われています。測定値の公開は 1902 年から 1964 年にかけて行われ、生のデータの印刷巻は 254 冊に上りました。

数十年にわたって、天体写真カタログはほとんど無視されていました。データは機械可読形式や赤道座標で入手できなかったため、扱いが困難でした。このプロジェクトが現代の天文学的技術に取って代わられるまで、何十年もの労力が国際的に費やされました。1つの問題は、作業が予想よりもはるかに長くかかったことです。当初の構想では、このプロジェクトは10年から15年しかかからないはずでした。より深刻な問題は、多くのヨーロッパの天文学者が、創造性よりも着実で計画的な労働を必要とするこのプロジェクトに没頭していた一方で、世界の他の地域、特に米国では、天体物理学が天体測量よりもはるかに重要になってきていたことです。その結果、特にフランスの天文学は数十年にわたって遅れをとり、遅れをとりました。