恒星

天文学において、恒星（ラテン語：stellae fixae ）とは、夜空の暗い背景に対して互いに相対的に動かないように見える光（発光点）、主に肉眼で見える星のことである。恒星は、互いに、そして恒星に対して相対的に動くように見える光（古典的な惑星や彗星など）とは対照的に定義される。恒星には、太陽以外の肉眼で見えるすべての星と、天の川の淡い帯が含まれる。肉眼で見ると星のように見えるため、肉眼で見える少数の個々の星雲やその他の深宇宙天体も恒星に含まれる。最適な条件下では、約6,000個の星が肉眼で見える。

「恒星」という用語は誤称である。なぜなら、これらの天体は実際には互いに、あるいは地球に対して固定されているわけではないからである。地球から非常に遠く離れているため、これらの天体は空を非常にゆっくりと移動しているように見え、その相対的な位置の変化は、望遠鏡などの現代の機器を用いて注意深く観察し、固有運動を明らかにしない限り、人間の時間スケールではほとんど知覚できない。したがって、航海、星図の作成、天体位置測定、時刻測定など、多くの目的において、これらの天体は「固定されている」とみなされるのである。

天体の距離が非常に大きいため、人間の視覚では宇宙空間の三次元的な奥行きを知覚することができず、すべての星やその他の太陽系外天体が観測者から等距離にあるという印象を与えます。古代ギリシャから初期の科学ヨーロッパに至るまでのアリストテレス物理学の天文学的伝統では、恒星は巨大な天球、つまり天球に付着して存在し、それが毎日地球の周りを回転していると考えられていました。そのため、それは「恒星の球」として知られ、宇宙全体の境界として機能していました。何世紀にもわたり、 「恒星」という用語はその天球の同義語でした。

多くの古代文明では、現在新星と呼ばれる新しい星が観測されており、天体が完全に不変ではないことを示唆する手がかりが得られました。しかし、新星は数週間から数ヶ月で消滅するため、彗星と同様に、当時の天体現象は十分に理解されていませんでした。ヨーロッパの科学天文学では、天球説を否定する証拠が徐々に集められました。 1540年代のコペルニクス革命は、古代ギリシャやイスラム世界の一部の哲学者が抱いていた、星は実際には別の太陽であり、おそらく独自の惑星を持っているという考えを後押ししました。固有運動の決定的な発見は1718年に発表され、視差は1670年代に疑われ、1830年代に決定的に証明されました。他の文化（中国の天文学など）では、恒星の球体という概念をそもそも信じていなかったか、あるいは異なる方法で構築していました。（宇宙論§ 歴史的宇宙論を参照。）

多くの文化圏の人々は、最も明るい星々が星座を形成していると考えてきました。星座は空に浮かぶ絵のような形をしており、まるで永遠に変わらないかのように見え、固定されていると考えられてきました。このようにして、星座は何世紀にもわたって、そして今日でも、プロの天文学者とアマチュア天文学者の両方によって、夜空の領域を特定するために利用されています。

古代ギリシャ人は、他の多くの古代文化と同様に、空を最も高い山々のわずか数メートル上にある巨大なドーム状の構造物と考えていました。アトラスの神話では、この巨人が全天を肩に担いでいたとされています。^{[ 19 ]}

紀元前560年頃、アナクシマンドロスは天体が異なる距離で回転するシステムを初めて提示した。しかし、彼は誤って、恒星は月（地球の18～19倍）や太陽（27～28倍）よりも地球に近い（地球の約9～10倍）と考えていた。^{[ 20 ]}それにもかかわらず、紀元前400年頃のピロラオスなどの後のピタゴラス派も、軌道を回る天体を持つ宇宙を構想し、^{[ 21 ]}恒星は少なくとも月、太陽、その他の惑星よりも少し遠いと想定した。

一方、紀元前450年頃、アナクサゴラスは、太陽を巨大な物体（ペロポネソス半島よりも大きい^{[ 22 ]}）とみなした最初の哲学者であり、その結果、太陽が地球からどれほど遠いかを認識した。彼は、月は岩石でできているため不透明であり、太陽よりも地球に近いと示唆し、日食を正しく説明した^{[ 23 ]}。太陽と月が球体として考えられ、日食の際に衝突しないことから、宇宙空間には一定の、不確定な深さがあるはずだということになる。

紀元前380年頃、クニドスのエウドクソスは、地球を中心とする（概念的な）同心球に基づいた惑星の運動に関する幾何学的・数学的モデルを考案し^{[ 24 ]}、紀元前360年までにプラトンは『ティマイオス』の中で、円と球が宇宙の好ましい形状であり、地球が中心にあり、星が最も外側の殻を形成し、その後ろに惑星、太陽、月が続くと主張した^{[ 25 ] 。}

紀元前350年頃、アリストテレスは球体が物質的で結晶質であると仮定することで、エウドクソスのモデルを修正した。^{[ 26 ]}彼はほとんどの惑星の球体を区別することができたが、木星と土星の球体は互いに交差していた。アリストテレスは、展開された球体を導入することでこの複雑な問題を解決した。これらのすべての手段により、惑星が星のような単一の点であると仮定したとしても、恒星の球体は暗黙のうちに以前考えられていたよりも遠いはずである。

紀元前280年頃、サモスのアリスタルコスは、太陽中心宇宙の可能性について初めて明確な議論を展開し^{[ 27 ]}、幾何学的手段によって月の軌道半径を地球半径の60倍、物理的半径を地球の3分の1と推定した。彼は太陽までの距離を不正確に測定しようと試みたが、太陽は地球よりはるかに大きく、月よりはるかに遠いと主張するには十分であった。したがって、小さな天体である地球は、大きな天体である太陽の周りを公転しなければならず、その逆ではない^{[ 28 ]} 。この推論から、星は地球から見て1年間で明らかな視差を示さないため、地球表面から非常に遠く離れているに違いないと主張し、すべての星が私たちから同じ距離にあると仮定して相対的な推定を行った。

紀元前250年頃、アルキメデスは著書『砂の計算』の中で、アリスタルコスの地動説に倣い（ただし明示的に支持したわけではない）、太陽を中心とした宇宙の直径を約10 × 10 ¹⁴スタジア (現代の単位では約 2光年、18.93 × 10 ¹² km 、11.76 × 10 ¹² mi  ) ^{[ 29 ]}

アルキメデス自身の言葉によれば：

アリスタルコスの仮説は、恒星と太陽は動かず、地球は太陽の周りを円周上を公転し、太陽はその軌道の中央に位置し、太陽と同じ中心にある恒星の球は非常に大きく、地球が公転すると彼が想定する円は、恒星までの距離に対して、球の中心からその表面までの距離と同じ比率を持つというものである。^{[ 30 ]}

紀元前210年頃、ペルガのアポロニウスは、惑星の見かけ上の逆行運動の2つの記述（地動説モデルを仮定）の等価性を示した。1つは離心円を使用し、もう1つは従円と周転円を使用する。^{[ 11 ]}

次の世紀には、地球と月の大きさや距離の測定精度が向上した。紀元前200年頃、エラトステネスは地球の半径がおよそ6,400 km (4,000 mi)であると判断した。^{[ 31 ]}紀元前150年頃、ヒッパルコスは視差を用いて月までの距離がおよそ380,000 km (236,100 mi)であると判断した。^{[ 32 ]}これはアリスタルコスの測定値とほぼ一致する。これにより、地球から月までの中心間距離に月の半径 (地球半径の約1/3) と太陽の幅 (少なくとも月と同じ) と惑星の球体の不確定な厚さ (いずれにせよ薄いと考えられている) を加えた、恒星の球体の最小半径が約386,400 km (240,100 mi)となった。これはアルキメデスの計算結果よりも約2450万倍低い値だった。      

紀元130年頃、プトレマイオスはアポロニウスの周転円を自身の地球中心モデルに採用した。^{[ 33 ]}周転円は軌道の中の軌道として説明される。例えば、金星について、プトレマイオスは金星が地球の周りを公転し、地球の周りを公転しながら、2番目の小さな局所的な球に乗って元の軌道の周りも公転していると主張した。（プトレマイオスは、周転円運動は太陽には適用されないことを強調した。）この装置は必然的にそれぞれの天球を拡大し、恒星の外側の球をさらに大きくする。

学者たちはプトレマイオスの周転円を適用した際、各惑星球が周転円を収容するのに十分な厚さであると仮定した。^{[ 34 ]}この入れ子構造の球体モデルを天体観測と組み合わせることで、学者たちは当時一般的に受け入れられていた太陽までの距離の値、約400万キロメートル（250万マイル）、そして宇宙の果てまでの距離の値、約7300万キロメートル（4500万マイル）を計算した。 ^{[ 35 ]}それでもアルキメデスの値より約13万分の1に過ぎない。    

プトレマイオスの方法は、彼の著書『アルマゲスト』に記されており、1500年以上もの間、ほとんど異論なく受け入れられるほど正確であった。^{[ 36 ]}しかし、ヨーロッパ・ルネサンス期には、そのような巨大な球体が地球の周りを360度一周するのにわずか24時間しかかからないという可能性はあり得ないと考えられており、^{[ 37 ]}この点が、ニコラウス・コペルニクスが何世紀にもわたる地球中心説を捨てる根拠の一つとなった。

これまでに与えられた最も高い上限値は、ユダヤ人の天文学者レヴィ・ベン・ゲルション（ゲルソニデス）によるもので、1300年頃、恒星までの距離は地球半径の159,651,513,380,944倍、現代の単位では約10万光年と推定した。^{[ 38 ]}これは過大評価であった。実際の宇宙には、天の川（約3倍の幅）とすべての外部銀河の両方に、この距離よりも遠い星が存在するが、地球から最も近い星（太陽を除く）はプロキシマ・ケンタウリで、約4.25光年しか離れていない。

西洋の天文学的知識は、古代ギリシャの哲学的探求と観測に基づく伝統的な考え方に根ざしていた。バビロニア人をはじめとする他の文化も恒星に関する考察に貢献しており、バビロニア人は紀元前18世紀から6世紀にかけて星座図を作成した。星図や、それらを説明する神話的な物語の概念は、世界各地の様々な文化で広く共有されていた。それらすべてに共通していたのは、星は宇宙において固定され、不動であるという基本的な理解であった。

この理解は、古代ギリシャのアナクシマンドロスやアリストテレスなどの哲学者によって、宇宙の理論モデルや数学的表現に組み込まれました。アナクシマンドロスは、地球の上にある天体のこの最初の（そして誤った）順序を提案しました。まず、恒星と惑星がある最も近い層、次に月がある別の層、最後に太陽がある外側の層です。彼にとって、星、太陽、月は「火で満たされた車輪状の凝縮物」の開口部でした。 ^{[ 42 ]}それ以降の惑星系のモデルはすべて、宇宙の最外縁、つまりその端に恒星を含む天球を示し、その中に残りのすべての動く光体が存在することを示しています。

プラトン、アリストテレス、その他古代ギリシャの思想家、そして後にプトレマイオスの宇宙モデルは、地球中心の宇宙を描いていた。プトレマイオスは、星が動くという特異性を説明しようとした、数学的な著作『アルマゲスト』で大きな影響力を持った。これらの「さまよう星」、すなわち惑星は、宇宙を取り囲む球体に沿って分布する恒星を背景に移動するとされた。この地球中心説は中世を通じて支持されたが、後にニコラウス・コペルニクスやヨハネス・ケプラーといった天文学者や数学者によって反駁され、彼らは長年の地球中心説に異議を唱え、太陽中心の宇宙、すなわち地動説を構築した。これらの宇宙体系はそれぞれ異なるメカニズムを持つものの、すべてに共通する思考の伝統は、恒星の球体の存在である。

16世紀には、トーマス・ディッグス^{[ 43 ]} 、ジョルダーノ・ブルーノ^{[ 44 ]}、ウィリアム・ギルバート^{[ 37 ]}など、コペルニクスに影響を受けた多くの著述家が、遠くの太陽のような他の星々が存在する、無限に広がる、あるいは無限の宇宙を主張し、恒星のアリストテレス的球面説を否定する道を開いた。（これはデモクリトス、エピクロス^{[ 45 ]}、ファフル・アルディン・アル・ラージー^{[ 46 ]}が抱いていた信念の復活であった。）

望遠鏡の発明により、天体研究は革命的になった。1608年に初めて開発された望遠鏡について、ガリレオ・ガリレイはそれを聞きつけ、自分で望遠鏡を作った。^{[ 10 ]}彼はすぐに、惑星は実際には完全に滑らかではないことに気づいた。これは、かつてアリストテレスが提唱した理論である。^{[ 10 ]}彼は空と星座の調査を続け、研究され地図化された「恒星」は、肉眼では見えない広大な宇宙のごく一部にすぎないことをすぐに知った。^{[ 10 ]} 1610年に望遠鏡を天の川の淡い帯に向けると、無数の白い星のような点に分解され、それらは恐らくさらに遠くの星々であることが判明した。^{[ 47 ]}

アイザック・ニュートンの法則の発展は、1687年に彼の著書『自然哲学の数学的原理』で発表され、理論家たちの間で天体の仕組みに関するさらなる疑問を提起した。普遍的な重力は、星が単に固定されているか静止しているわけではないことを示唆しており、星の重力による引力は「相互引力」を引き起こし、それゆえ星同士が相対的に運動することになる。^{[ 5 ]}

「太陽系」という用語は、 1704年にジョン・ロックが太陽、惑星、彗星全体を指す言葉として使用した際に英語に取り入れられました。 ^{[ 48 ]}その頃には、望遠鏡による観測の増加とケプラーおよびニュートンの天体力学のおかげで、惑星は別の世界であり、恒星は遠く離れた別の太陽であるため、太陽系全体は実際には非常に大きな宇宙のごく一部にすぎず、明確に異なるものであることが疑いの余地なく確立されていました。

天文学者や自然哲学者は、かつて空の光を2つのグループに分けていました。1つは恒星で、これらは昇ったり沈んだりするものの、時間の経過とともに相対的な位置関係は変わらず、地球の公転運動によって生じる見かけ上の位置の変化である恒星視差は見られません。もう1つは肉眼で見える惑星で、彼らはこれを「さまよう星」と呼んでいました。（太陽と月も、星や惑星と呼ばれることがありました。）惑星は前後に動いているように見え、短い期間（数週間または数か月）で位置が変わります。惑星は常に、西洋人が黄道帯と呼ぶ星の帯の中を移動しているように見えます。また、恒星は瞬く傾向があるのに対し、惑星は一定の光を放っているように見えるため、恒星と区別することができます。

しかし、恒星は視差を示します。これは近くの星までの距離を求めるのに使用できます。この動きは見かけ上のものにすぎず、動いているのは地球です。この効果は小さすぎて19世紀まで正確に測定できませんでしたが、1670年頃から、ジャン・ピカール、ロバート・フック、ジョン・フラムスティードなどの天文学者が星の動きを検出し、測定を試み始めました。これらの動きは、ほとんど知覚できないほど小さいものの、重要な割合に達しました。^{[ 10 ]}恒星の視差の最初の成功例は、 1832年から1833年にかけて南アフリカのケープタウンでトーマス・ヘンダーソンによって行われ、彼は最も近い星の1つであるアルファ・ケンタウリの視差と距離を測定しました。^{[ 49 ]}ヘンダーソンは、 1838年にフリードリヒ・ヴィルヘルム・ベッセルが61 Cygniの視差観測と距離推定を発表した後、1839年までこれらの観測結果を公表しませんでした。

しかし、恒星もまた実際の運動を示します。この運動は、星が属する銀河の運動、その銀河の回転、そして銀河内における星自身の固有の運動という3つの要素から構成されると考えることができます。恒星系や星団の場合、個々の構成要素は互いに非線形的に運動することさえあります。

太陽系に対して、この恒星の実際の運動は、視線方向の運動と固有運動に分けられ、「固有運動」は視線方向の成分である。^{[ 50 ]} 1718年、エドモンド・ハレーは、恒星が実際に固有運動をしていることを自ら発見したと発表した。^{[ 51 ]}固有運動は、長期間にわたる精密な測定が必要なため、古代の文化では気づかれなかった。実際、今日の夜空は数千年前と非常によく似ており、現代の星座の中にはバビロニア人が最初に命名したものもある。

固有運動を決定する典型的な方法は、相互に動かない、非常に遠くにある限られた選択された一連の天体に対する星の位置を測定することです。これらの天体は距離が遠いため、固有運動が非常に小さいと想定されます。^{[ 52 ]}別のアプローチは、より遠くにある多数の天体の背景に対して、異なる時間に撮影された星の写真を比較することです。^{[ 53 ]}既知の固有運動が最も大きい星はバーナード星です。^{[ 51 ]}

恒星やその他の深宇宙天体の視線速度は、ドップラー・フィゾー効果によって分光的に明らかにすることができる。この効果は、静止した天体から放出される光と比較すると、遠ざかっている天体（赤方偏移）では受信光の周波数が減少し、近づいている天体（青方偏移）では周波数が増加するというものである。ウィリアム・ハギンズは1868年に、恒星の光の赤方偏移の観測に基づいて、太陽に対するシリウスの視線速度を推定しようと試みた。 ^{[ 54 ]}

「恒星」という表現は厳密には正しくありませんが、歴史的な文脈や古典力学では用いられています。観測の視覚的な基準として用いられる場合、通常は背景星、あるいは単に遠方の星と呼ばれますが、それでもなお、何らかの実際的な意味で「固定されている」という直感的な意味合いは残っています。

ニュートンの時代には、恒星は絶対空間に対して静止していると想定される基準系として用いられていました。恒星に対して静止している、あるいは恒星に対して等速運動をしている他の基準系では、ニュートンの運動法則が成り立つと考えられていました。一方、恒星に対して加速している基準系、特に恒星に対して回転している基準系では、運動法則は単純な形では成り立たず、コリオリ力や遠心力といった仮想的な力を加える必要がありました。

現在では周知のとおり、恒星は固定されていません。慣性系の概念は、もはや恒星や絶対空間に結びついていません。むしろ、慣性系の特定は、その系における物理法則の単純さ、特に仮想的な力が存在しないことに基づいています。

慣性の法則はガリレオ座標系にも当てはまる。ガリレオ座標系とは、恒星が固定された状態を保つという仮説上の座標系である。

• ダンテは、自身の『天国篇』で分割した10の天国のうち、8番目に恒星を配置した。