２.１ 電磁波（広い意味での光）とは何か？

１

２０１９年（秋金４）４

１９世紀： マイケル・ファラデー（英）が電気と磁気の関係を研究。ジェームズ・クラーク・マクスウェル（英）によって、電気と磁気が互いを生み出しながら空間を伝わる波、電磁波の存在が予言された（マクスウェル方程式） 。さらに、光が電磁波の一種であることが示された。

宇宙地球と生命電流が流れる導線に生じる磁気 磁気変動で生じる電気（電磁誘導）

第０２回目

１８８８年： ハインリヒ・ヘルツ（独）の実験によって電磁波の存在が証明された。

「宇宙を観る眼～天体観測と観測装置の基礎～」

波長

東京学芸大学 自然科学系
広域自然科学講座 宇宙地球科学分野（教育学部・理科・地学教室）
講師 ・ 西浦 慎悟

波の進行方向 
Ｅ ： 電場成分「広い意味での」光＝電磁波

1

Ｍ ： 磁場成分（↑電磁波の簡単なイメージ： wikipediaより）

電波、Ｘ線、γ（ガンマ）線も電磁波の一種

4２.１ 電磁波（広い意味での光）とは何か？

２２. 天体観測と観測装置

５・ 電磁波： 空間中を光速（秒速約30万km）で伝わる波● 天体観測とは何か？

波長長い 750nm 660nm

・ 天体観望 ： 天体望遠鏡などを使って、天体の姿や色彩などを楽しむこと。
・ 天体観察 ： 天体望遠鏡などを使って、天体の姿や色彩などを詳しく観ること。
・ 天体観測 ： 天体望遠鏡などを使って、詳しく調査することを前提に、天体の姿や色彩などを客観的に記録すること。

550nm

赤 橙

黄長

波長緑440nm 350nm

青 紫
短

波長短い
↑プリズムによる分光エネルギー
強エネルギー弱（より専門的に） 天体から放射される「電磁波」を捕まえる作業

波長長

実験室などで、研究者の都合に合わせて、積極的に実験条件を変えることはできない。

現代の観測天文学
天体観測で得た情報を元に、宇宙や天体の実像を解明する学問分野。
注） 観測天文学者とは、自分の都合を、天体の都合に合わせなくてはならない職業。

電波

赤外線 可視光 紫外線 X線

Ｅ = hν E ： エネルギー （ J ）2γ線

波長短ｃ = ν × λ c ： 真空中の光速度（ m s-1 ）h ： プランク定数（ J s ）ν： 周波数（ Hz = s-1 ）ν： 周波数（ Hz = s-1 ）λ： 波長（ m ）5２.１ 電磁波（広い意味での光）とは何か？

３２.１ 電磁波（広い意味での光）とは何か？

６●大気の窓透過度大 大気の透明度 透過度小・ 太陽光はプリズムなどによって様々な色の光に分けられる（分光）。
虹：空気中の水滴が、プリズムのような働きをして、太陽光を分光したもの。
（デカルト, 1637年, 方法序説および試論集）↑プリズムによる太陽光の分光（←東大木曽観測所ＨＰより）

１７世紀：ニュートン（英）、フック（英）、ホイヘンス（蘭）などが光を研究。
１８００年：ウィリアム・ハーシェル（英）によって、赤色光の外側での温度上昇が発見される  赤外線の発見１８０１年：ヨハン・ヴィルヘルム・リッター（独）によって、紫色光外側での塩化物銀の変化が発見される  紫外線の発見

ロケット・高山測衛

星ロ ケ ッ ト観測衛星

地上で観測可能なのは『可視光』と『赤外線の一部』と『電波』のみ

・ 目に見える光 = 可視光  光は可視光だけではない

3

観

61

● 可視光/近赤外線望遠鏡 ：●天体望遠鏡の役割 ① より多くの光を集める（集光力）。
高い集光力= 暗い天体を写す能力

集光力 ∝ （ 口径 ）22(8m ) 100 2(8cm) 2

大気の乱れを高速に解析

鏡筒単純計算では、口径8mの望遠鏡は、口径8cmの望遠鏡の10000倍の集光力がある。

主鏡８.２m（１枚鏡）

８cm望遠鏡で10000分（=167時間 =21晩 ）露光で得られる天体画像が、８m望遠鏡では１分で得られる。

↑市販製の8cm屈折望遠鏡

日本が保有する望遠鏡としては最大口径。結像性能は8-10mクラス望遠鏡の中でもトップを誇る。
多くの可視光・近赤外線・中間赤外線用カメラや分光器を搭載できる。
1985年 ： 計画の本格的開始 レーザー・ガイド・スター（人工星）
1991年 ： 建設開始
1999年１月 ： ファースト・ライト例） 口径 ８ ｍ と ８ ｃｍ

↑国立天文台ハワイ観測所
すばる望遠鏡（口径8．2m）

10２.２ 天体望遠鏡

７２.２ 天体望遠鏡↑国立天文台ハワイ観測所
すばる望遠鏡（口径8．2m）

7望遠鏡の姿勢による鏡のたわみを高速に解析する。

アクチュエータで、２６１本のアクチュエータと呼ば たわみと大気の乱れれる伸縮する支持棒を相殺する。
驚異的な解像度を実現= Adaptive Optics

10２.２ 天体望遠鏡

11２.２ 天体望遠鏡

８
国内口径第１位② より細かい構造を観る（角[度]分解能、空間分解能）。
角度分解能 ：接近している二つの星を「二つの星」だと判別できる能力。

・ 分割鏡（扇形鏡×１８枚）

 一般的な分割鏡は六角形・ 超高精度研「削」加工
 通常の主鏡加工は研「磨」
・ 軽量架台（トラス構造）
 遺伝的アルゴリズムを用いた設計例） 系外銀河Ｍ８１南東の天域の可視光画像（西浦取得）

角度分解能１/10

角度分解能が低い= 細かい構造が不鮮明になる= 暗い恒星が検出できなくなる

角度分解能（空間分解能）［rad］= 1.22×（観測波長）/（口径）↑京都大学理学研究科附属天文台/ 宇宙物理学教室
国立天文台岡山天体物理学観測所（岡山県浅口市/矢掛町）

角度分解能は、口径を大きくすると高くなる

可視光域から赤外線域では、大気の乱れと水蒸気による吸収で観測が制限される。

8

せいめい望遠鏡：口径 3. 8 m（ 観測装置計画 ) ：高分散分光器、広視野カメラ、高速測光カメラ、面分光装置
２０１８年１１月 より本格的観測を開始予定

11● 世界のベスト・サイト

２.２ 天体望遠鏡『マウナ・ケア天文台』（米, ハワイ島, 4,200m）

９● 赤外線望遠鏡 ：特に遠赤外線観測では、地球大気や望遠鏡自身が遠赤外線を放射するため、大気圏外に打ち上げ、観測装置自身を冷却する必要がある。

UH24（米：ハワイ大学, 60cm） JCMT（英・蘭・カナダ：15m） すばる（日：国立天文台, 8.2m）
IRTF（米：NASA, 3.0m）
CSO（米：キャルテク, 10.4m） SMA（米・台：スミソニアン, 6m×8）↑スピッツァー宇宙望遠鏡 口径 85 cm（米： NASA, 赤外線）2003年～

口径2.5 ｍ2027-28年
打ち上げ予定口径 68.5 cm
2006年～2011年

Gemini（米・他：8.1m）
ケックⅠ&Ⅱ（米：キャルテク, 10m×2）
VLBA(米：25m)
UKIRT（英：3.8m） UH88（米：ハワイ大学, 2.2m） CFHT（カナダ・フランス・米：3.6m）

912

２.２ 天体望遠鏡

宿泊施設の運営は、地元のハワイ大学が中心になって行っている。

↑天文衛星「あかり」（JAXA）↑天文衛星「SPICA」（JAXA）

122

13２.２ 天体望遠鏡● 電波望遠鏡 ：可視光・近赤外線とは別の「大気の窓」を使った観測天文学

16２.３ 電磁波を捉える手段～検出装置の基礎～●検出装置（カメラ）に関する諸原理

・ 光電効果：半導体（や金属）に光を当てると、電子が励起される現象を光電効果と呼ぶ。この現象を利用して、天体からの光を記録する。

・ 写真乾板の原理 ： 化学反応を利用して、天体からの光を記録する。
Ag +

Br-

Ag+

Br-

Ag +

Br-

 ハロゲン化銀を混ぜ込んだ寒天質（写真乳剤）

外部光電効果光

実際には、写真乳剤は、支持体に塗布されて用いられる。

e-

光
光の強度に応じて感光部が変色↓↑国立天文台野辺山宇宙電波観測所45mミリ波電波望遠鏡↑ALMA(アルマ)、アメリカ国立電波天文台+ヨーロッパ
南天文台＋国立天文台など（12m×54台+7m×12台）

ミリ波帯の単一電波望遠鏡としては世界最大級

Ag+複数の電波望遠鏡を同時に用いることで、巨大な電波望遠鏡を使うのと同じ高い解像度を得る「電波干渉計」。

13Br-

Ag +Br-Ag+

Br-eバンドギャップ
内部光電効果乾板（ガラス板）
フィルム（合成樹脂など）
印画紙（バライタ紙）

BrAg

導電子帯
光e-

Ag+

Br-

Br-

Ag +価電子帯e-e-↑金属 / 半導体の模式図

1614２.２ 天体望遠鏡● 紫外線望遠鏡 ：17２.３ 電磁波を捉える手段～検出装置の基礎～● 光電子増倍管の原理←光電子増倍管

Photo-multiplier tube = PMT
外部光電効果によって生じた電子を、電界で加速・衝突を繰り返させることで増倍させて検出する。
集束電極（電子を加速させる）↑XMM-ニュートン衛星（欧： ESA, Ｘ線）
1999年～↑GALEX衛星（米： NASA, 紫外線）
口径 50 cm 、2003年～2013年

入射光↓スーパーカミオカンデの光電子増倍管

真空電子● X線望遠鏡 ： 口径 １.２ m, 1999年～

陽極（アノード：電子を電流として取り出す。）

光電面（金属・半導体）
入射光を受けて、外部光電効果によって１次電子を生じさせる。

↑天文衛星「すざく」(JAXA, X線)
口径 40 cm 、2005年～2015年↑チャンドラ衛星（米： NASA, Ｘ線）

日本のＸ線天文学は、高精度のＸ線スペクトルを得ることで世界のトップを走る。

1417

15

２.３ 電磁波を捉える手段～検出装置の基礎～

CCD (電荷結合素子） CMOS

●検出装置（カメラ）の発達史

光電効果：半導体などに光が入射した時に、半導体内部から電子が飛び出てくる現象（後述）。

= Charge Coupled Device
光電効果を用いて光を貯めて記録。高感度（可視光観測では写真乾板の100倍近い）デジタルカメラとして社会に広く普及

内部光電効果 ： 金属や半導体に光が入射すると、価電子帯の電子が伝導帯に励起される現象。
伝導帯（電流流れる）

光－－－－

観測能力

光電子増倍管（フォトマル）光電効果を用いて光を増幅させる。

天体望遠鏡
眼視観測
紀元前3000年？

記録は観測者のスケッチだった

－ －－－

写真乾板

－－－－－－－－－－

価電子帯（電流流れない）

化学反応を利用した観測記録方法

1518２.３ 電磁波を捉える手段～検出装置の基礎～● CCD/CMOSの原理↑ 電圧をかけると電子の照射される光が多ければ、励起される電子の数は多くなる。 数に応じた電流が流れる。
 光電効果で生じた電子を電流として読み取る

光を貯め込む時代

・ Charge-Coupled Device = CCD = 電荷結合素子

1600年頃 1820-1840年頃 1930年代 1980年頃 現在

・ Complementary Metal-Oxide-Semiconductor = CMOS =相補的金属酸化物半導体

183

19２.３ 電磁波を捉える手段～検出装置の基礎～● CCD● CMOS（ wikipediaより )２.３ 電磁波を捉える手段～検出装置の基礎～

22●スケッチ, 写真乾板, CCDによる子連れ銀河Ｍ５１の観測例

電圧を制御して、電荷を隣のピクセルに順次転送していく。 （ wikipediaより )フルフレーム型CCD

インターライン型CCD

垂直読
み出
し

垂直読み出
し

読み出し回路は画素に対して１つ。

水平読み出し水平読み出しCCDよりも、安価、消費電力が少ないなどの長所があるが、素子が不安定、ノイズが高いなどの致命的な短所があった。

読み出し回路は１チップに対して１つ。

↑1．8m鏡によるロス卿のスケッチ↑木曽105cmシュミット鏡および2K-CCDカメラ（ ロス卿のM51スケッチ, 写真乾板によるM51, は出典を失念 ) 近年、克服されてきた。

1922

２.３ 電磁波を捉える手段～検出装置の基礎～●ＣＣＤカメラ

20

23

２.４ 天体観測で何が見えるのか？

国立天文台ハワイ観測所（米・ハワイ）すばる望遠鏡（口径8．2m）→● 「電磁波」はどのようにして放射されるのか？
・ 連続波（連続光）： 波長に対して、光の強度が連続的に変化する電磁波の放射過程。
① 黒体放射② 熱制動放射③ シンクロトロン放射↑東京大学木曽観測所（長野県木曽郡木曽町）105cmシュミット望遠鏡

・ 輝線（線スペクトル）： 特定の波長のみに放射される電磁波。
④ イオン・原子からの輝線⑤ 分子からの輝線⑥ 吸収線● 電磁波の「放射」以外の作用・現象←すばる主焦点カメラ（Suprime-Cam）

・ 反射  「偏光」を生じる
・ 散乱  「減光」「偏光」を生じる
・ 屈折
・ 吸収  「減光」を生じる

現在はHyper-Suprime-Camにグレードアップしている。

↑Kiso Wide Field Camera = KWFC

（ 国立天文台HPおよび東京大学木曽観測所HPより )20

23

２.３ 電磁波を捉える手段～検出装置の基礎～

21

２.４ 天体観測で何が見えるのか？

Iλ

観測データは、CCD やCMOS によるデジタル画像として得られる。

↑ＣＭＯＳセンサー↑Tomoe 試験機
ＣＭＯＳセンサー×８４チップ
視野：２０平方度
最大２フレーム/１秒
超々広視野撮像
高時間分解能観測↑最終完成版イメージ（ 東京大学木曽観測所HPより )天体からの電磁波だけでは無く、半導体素子の個性や電気回路から発生するノイズなども含まれているため、観測データにデジタル的な画像処理を施さねばならない。
 観測天文学者の仕事は、ＰＣに向かって画像処理を行ったり、そのためのプログラミングを行う地道な作業が基本となっている。

24● 黒体放射●ＣＭＯＳカメラ 東京大学木曽観測所 Tomo-e Gozen ● 現代の天体観測

21

↑写真乾板

温度 = Ｔ

熱平衡状態にある黒体（全波長域にわたって電磁波を吸収できる仮想的な物質）から放射される連続的な電磁波。放射強度分布は、温度のみで決まる。
恒星や星間塵（ダスト）は近似的に黒体と見なすことが出来る。
黒体放射の強度は、プランク（Planck）の放射式に従う。

磯﨑ほか11名(平成28年), ”地学”, 啓林館

244

25

２.４ 天体観測で何が見えるのか？

電子軌道のエネルギーはイオン
量子力学に基づく、原子やイオン・分子などの や原子で決まっているため、特定離散的なエネルギー遷移によって生じる、特定 のエネルギー、つまり、特定の波の波長（周波数）のみに対する電磁波放射。「線 長の電磁波のみを放射する。
スペクトル」などと呼ばれることもある。

・ プランク（Planck）の放射式

𝑢 λ, 𝑇 𝑑λ =8πℎ𝑐
λ 𝑒1/−1𝐼 λ, 𝑇 𝑑λ =𝑑λ2ℎ𝑐λ 𝑒1/−1𝑑λI ： 放射輝度（単位時間・単位面積あたりのエネルギー量）

u ： エネルギー密度（単位時間・単位体積あたりのエネルギー量）

・ イオンや原子の中の電子による放射・吸収：
イオンや原子の中の電子が、低エネルギーの電子軌道に遷移する際に、そのエネルギー差に相当する電磁波を放射する。

前ページの図のような分布でエネルギーが放射される。
・ シュテファン・ボルツマンの法則

・ ウィーンの変位則

λ𝑇 = 𝑐𝑜𝑛𝑠𝑡. (一定)

水素イオン

𝐼 =σ𝑇
黒体の温度の４乗に比例して、放射強度が強くなる。

黒体の温度が高くなるほど、放射強度が最大となる波長が短波長側に変位する。

28

２.４ 天体観測で何が見えるのか？

● 輝線と吸収線

電磁波
エネルギー

水素原子

－ 電子

水素原子－ 電子－ 電子

イオンと電子が遭遇＋
陽子

軌道のエネルギー差に相当する
エネルギーを電磁波で放射

低エネルギー状態へ遷移

＋
陽子＋陽子

特定の波長の電磁波を吸収して、高い電子軌道に遷移すると、吸収線が生じる。

25

28

26

２.４ 天体観測で何が見えるのか？

● 制動放射++加速度（減速）運動する荷電粒子からは、制動放射による連続光が放射される。

-・ 熱制動放射

ライマン系列

Ｌｙε-

Ｌｙδ+

Ｌｙγ
Ｌｙβ
Ｌｙα
Ｈα Ｈβ

（ 熱制動放射のイメージ図－II ）熱運動する荷電粒子が制動を受けることで放射される連続光。

29

２.４ 天体観測で何が見えるのか？

<<主な水素イオンの輝線・吸収線 >>（紫外線波長域）

Ｈγ－－+電波強度

Ｈδ
バルマー系列Ｐａα

電磁気力によって荷電粒子が加速度運動を行う（ 熱制動放射のイメージ図－I ）Ｐａγ
パッシェン系列周波数（ 熱制動放射のスペクトルの例 ）26（近赤外線波長域）

29

２.４ 天体観測で何が見えるのか？

27

・ 磁気制動放射（シンクロトロン放射）（ シンクロトロン放射のイメージ ）30

２.４ 天体観測で何が見えるのか？

・ 水素原子起源の電波21cm線：
水素原子中の陽子と電子のスピンに基づくエネルギー遷移によって、電波域の波長 21 ｃｍ に生じる輝線。

up（ 単一の電子からのシンクロトロン放射のスペクトル ）エネルギー

光に近い速度で運動する荷電粒子が磁場から制動を受けることで放射される連続光。
荷電粒子が磁場によってローレンツ力を受けるため, 磁場に巻き付くような円運動、もしくは、らせん運動をする。

27（可視光波長域）
Ｐａβ（ 電子のエネルギー分布を考慮したシンクロトロン放射のスペクトル。周波数に対してベキ乗分布になる）

up↑↑

原子核（陽子）電子

updown↑↓原子核（陽子）

電子

305

31

２.４ 天体観測で何が見えるのか？

34

２.５ 電磁波で宇宙を観る

・ 分子の振動や回転状態の遷移による放射・吸収：
可視光線 ： 380nm ～ 750 nm

COO

エネルギー

エネルギー

C

透過率（％）

分子の振動や回転の量子状態の遷移によって輝線放射が生じる。
回転遷移では電波域、振動遷移では赤外線域に輝線を放射することが多い。

波長（Å）

特定の輝線や吸収線に狙いを絞ったフィルターも多数存在する。
このようなフィルターを使用すると、特定のイオンの空間分布などを調べることができる。

O

C輝線(赤外線域)

１ nm = 10－9 m、１0 Å = 1 nm

↑ジョンソン・カズンスのフィルター・システム（Bessell 2005より引用）

輝線(電波域)

31

34

２.４ 天体観測で何が見えるのか？

32

35

２.５ 電磁波で宇宙を観る● 星間物質による反射・吸収・散乱● 電磁波の「反射」「吸収」「散乱」：

主に水素原子ガス

ケシズミ（Ｃ主体）や砂粒（Ｓｉ主体）のようなもの。

・ 反射  「偏光」を生じる
偏光の状態は、電磁波の波長や反射物質の性質による。

星間塵（チリ、ダスト） 星間ガス
星間塵による散乱は、可視光の波長に無関係。

恒星・ 吸収  「減光」を生じる
長波長の電磁波は吸収され難い、また、短波長の電磁波は吸収されやすい。

吸収物質・散乱物質

・ 散乱  「偏光」と「減光」を生じる
電磁波の波長よりも十分に小さい粒子による散乱はレイリー散乱、波長と同程度かそれよりも大きいサイズの粒子による散乱はミー散乱となる。
レイリー散乱： 波長の４乗に反比例して散乱の効率が大きくなる。
つまり、短波長の電磁波ほど大きく散乱される。
 例） 青い空
ミー散乱： 散乱の効率に波長依存性がない。
 例） 白い雲

星間ガスによる散乱は短波長（青い色）ほど強く、長波長（赤い散乱 色）ほど弱い。

吸収ガス観測者
恒星大気は、恒星内部よりも温度が低いため、恒星のスペクトルには、恒星大気中の物質による吸収が生じる。

反射反射物質

星間塵（チリ、ダスト）

32

35

33

２.５ 電磁波で宇宙を観る

36

２.５ 電磁波で宇宙を観る● 恒星（黒体放射）と電離ガス（輝線放射）● 可視光観測におけるフィルター
放射強度（相対値）

・ ジョンソン=カズンスシステム

Ｕ（370nm帯）バンド、Ｂ（440nm帯）バンド、Ｖバンド（550nm帯）
Rc（660nm帯）バンド、I c（800nm帯）バンド
フィルター 波長中心 波長幅（nm）
（nm）

Ｕ
Ｂ
Ｖ
ＲｃＩｃ

備考

365

53

人の目には紫色に見えるor見えない。近紫外線。

445

101

人の目には青色に見える。

551

83

人の目には緑色から黄色に見える。

659

157

人の目には赤色に見える。

806

154

人の目には見えない。近赤外線。

60

Hα[OIII]

80

[NII]

Hβ[NII]

40

［SII］

20
0
3500

4000

4500

5000

5500

6000

6500

7000

7500

波長（Å）
↑オリオン大星雲（M42）のスペクトル

恒星の可視光スペクトル ： 所々に吸収線が見られるが、波長に対して連続的。
紫 青

青色（Ｂ画像）＋緑色（Ｖ画像）＋赤色（Ｒｃ画像）  カラー画像
 スペクトルは得られないが、スペクトルの傾向（色）を知ることができる

33

100

緑黄橙赤

電離ガスの可視光スペクトル ： 連続光に比べて、特定の波長に現れる輝線が非常に強い。

↑様々な恒星のスペクトル36

6

・ 可視光でみた網状星雲

37

２.５ 電磁波で宇宙を観る

２.５ 電磁波で宇宙を観る● 不規則銀河Ｍ８２を可視光とＸ線で観る
何からＸ線が放射されるのか？

40

・ 数100万度から数億度という高温プラズマ。
・ 高速運動する電子と強力な磁場による放射（シンクロトロン放射）。

105cmシュミット鏡（東大：日本）↑噴出しているのは電離水素中性子星やブラックホール

Ｉ バンド画像

Ｂ＋Ｖ＋Ｒバンド画像

高温プラズマの激流

ＢＶＲバンドでは見えているが、Ｉバンド（800nm帯）画像では星雲状天体が全く見えない。これは、網状星雲が連続光（恒星）ではなく、輝線（イオンガス）で輝いていることを示している。

チャンドラ衛星（NASA：米）Ｍ８２中心部の中性子星やブラックホールからのＸ線を直接検出。
これらブラックホールは中質量ブラックホールという新しい種類のB.H.。

37

40・ 可視光輝線でみたバラ星雲

２.５ 電磁波で宇宙を観る

38

２.５ 電磁波で宇宙を観る● 可視光と近赤外線

N487(Hβ輝線)+N499([OIII]輝線)+Ha6577(Hα輝線)画像

38

わし星雲中心部：ハッブル宇宙望遠鏡

名古屋大学1.4m望遠鏡（南アフリカ）

可視光（青＋緑＋赤）

近赤外線（1.2, 1.7, 2.2μm）

Hα輝線に対して、相対的に［OIII］輝線が強い領域を識別できる。

41

２.５ 電磁波で宇宙を観る
39
・ 可視光輝線でみたバラ星雲
若い恒星は表面温度が数万度と非常に高く、紫外線を大量に放射する。すると、恒星の周辺の物質（多くは水素）が電離（イオン化）して、Ｈαと呼ばれる輝線などを放出する。水素イオンが多く分布する星生成領域を特にHII領域と呼ぶ。

● 赤外線観測

２.５ 電磁波で宇宙を観る・ 近赤外線 ： 波長が 0．8 ～ 5 ミクロン
① 表面温度が3000K以下の低質量・低温度の恒星。
② 電離ガスや分子からの輝線。
・ 中間赤外線： 波長が 5 ～ 30 ミクロン
① 低質量・低温度の恒星とチリ（ダスト）。
② 分子（芳香族化合物？）からの輝線。

青色 ： Uバンド （330nm）
緑色 ： Ｖバンド (550nm)
赤色 ： I バンド (800nm)

青色 ： Bバンド （440nm）
緑色 ： Ｖバンド (550nm)
赤色 ： 659nm (Hα輝線)

水素イオンガスが多い部分は赤く見える
特に若い恒星が多い部分は青く見える
渦巻腕の若い恒星が多い場所と水素イオンガスが多い場所は一致している

39

41

近赤外線は、可視光よりもダスト（チリ）を透過する。

42・ 遠赤外線 ： 波長が 30 ～ 300 ミクロン
チリ（ダスト）。
チリ（ダスト）＝珪素（Ｓ）や炭素（Ｃ）を中心とした物質の塊。砂粒のようなもの。
可視光や近赤外線などを吸収する。
恒星の末期に生成・放出される？
芳香族化合物 ＝ 詳しい構造は不明。

可視光（ハッブル宇宙望遠鏡：NASA）

遠赤外線（スピッツァー宇宙望遠鏡：NASA）
例）Ｍ１０４（ソンブレロ銀河） ： チリによる吸収で可視光では暗黒帯になっている場所が、遠赤外線（赤い領域）では明るく見える。
 銀河円盤にはチリが多く存在している。

427

43２.５ 電磁波で宇宙を観る● 電波観測・ 分子ガスの輝線

・ 原子ガス（低温ガス）の輝線
電離(イオン)ガスよりも低温なガス

原子ガスよりも低温で高密度なガス例） 水素原子 ： 波長２１ｃｍ例） 一酸化炭素分子 ： 波長２ｍｍ

H
HH

O～20 K> 500 cm－3

他にもアンモニア（NH3）、青酸（HCN）、メタノール（CH3OH）など多様な分子。

・ シンクロトロン放射＋C～100 K～ 20 cm－3> 10000 K－

可視光や赤外線で見えるよりも、物質が低温度・高密度な領域から放射される。

43

44

２.５ 電磁波で宇宙を観る●オリオン座を可視光と電波と遠赤外線で観る電磁波の波長

↑可視光

↑遠赤外線

↑電波（ミリ波）分子の多い場所には、チリも多く存在していることが分かる。

天文衛星
「あかり」

東大60cm電波望遠鏡（VST）

 分子の形成とチリの形成は関係している。

44【参考文献】
451) 家監修 (2002), “21世紀の宇宙観測”, 誠文堂新光社. (画像： 大気の窓)
2) 江里口 (2006), “宇宙の科学”, 東京大学出版会.
3) 岡村代表編者 (2012), “天文学辞典”, シリーズ現代の天文学 別巻, 日本評論社.
4) 東京大学木曽観測所HP (http://www.ioa.s.u-Tokyo.ac.jp/kisohp/, 画像： 望遠ドームと虹,
木曽105cmシュミット鏡, KWFC, CMOSセンサー, Tomoe-Gozen 試作機, Tomoe-Gozen
完成図, 2kCCDによるM51, 星団カラー画像, M42カラー画像, M83 [2種])5) 国立天文台HP (http://www.nao.ac.jp/, 画像： すばる望遠鏡, 45mミリ波望遠鏡, ALMA,S-Cam [2種] )6) ビクセンHP ( https://www.vixen.co.jp/, 画像： 口径8cm屈折望遠鏡 )7) 京都大学理学研究科HP ( 画像： せいめい望遠鏡[2種] )8) NASA HST HP ( 画像： スピッツァー, GALEX , チャンドラ, わし星雲中心部HST画像, M104 [2種])9) JAXA HP ( http://isas.jaxa.jp/, 画像： あかり, SPICA, すざく )10) ESA HP ( http://www.esa.int/, 画像： XMM-Newton )11) 赤羽ほか (1988), “宇宙電波天文学”, 共立出版. (画像： 熱制動放射のスペクトル)
12) 塩谷・谷口 (2009), “銀河進化論”, プレアデス出版. (画像： シンクロトロン放射 [3種] )13) 野本・佐藤・定金 (2009), 「恒星」, シリーズ現代の天文学, 日本評論社.(画像：恒星のスペクトル)
14) 県立ぐんま天文台HP ( http://www.astron.pref.gunma.jp/, M42のスペクトル・データ )15) 板良房氏[現・東北大・理・天文] 提供 ( 画像： わし星雲中心部近赤外線画像, )16) 一家に１枚 天体望遠鏡400年 ( 画像： 多波長で観たオリオン座 )17) wikipedia （画像： 電磁波の簡単なイメージ, 電波からγ線の概念図, マウナ・ケア望遠鏡群,光電子増倍管, カミオカンデの光電子増倍管, CCD読み出しの概念図, CMOSの概念図,
水素のエネルギー準位と輝線）

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