１

２０１９年（秋金４）

２. 天体観測と観測装置

宇宙地球と生命２● 天体観測とは何か？
・ 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。

第０２回目

・ 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。

「宇宙を観る眼・ 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。

～天体観測と観測装置の基礎～」（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
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。

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

1

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。

2

２.１ 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？

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。

・ 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。

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）

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。

（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

４

波長（←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

波の進行方向 

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（↑電磁波の簡単なイメージ： wikipediaより）

Ｅ ： 電場成分「広い意味での」光＝電磁波

・ 目に見える光 = 可視光  光は可視光だけではない

34

Ｍ ： 磁場成分

電波、Ｘ線、γ（ガンマ）線も電磁波の一種

２.１ 電磁波（広い意味での光）とは何か？

２.１ 電磁波（広い意味での光）とは何か？

５550nm

赤 橙

黄長

波長

緑透過度大 大気の透明度 透過度小

波長長い 750nm 660nm

440nm 350nm

青 紫
短波長短い
↑プリズムによる分光エネルギー
弱エネルギー
強波長
長

波長
短電波

赤外線 可視光 紫外線 X線

Ｅ = hν E ： エネルギー （ J ）

６

●大気の窓

・ 電磁波： 空間中を光速（秒速約30万km）で伝わる波γ線

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 ）観ロケット・
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

56７

２.２ 天体望遠鏡

２.２ 天体望遠鏡② より細かい構造を観る（角[度]分解能、空間分解能）。

●天体望遠鏡の役割 ① より多くの光を集める（集光力）。
集光力 ∝ （ 口径 ）2８

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。

高い集光力= 暗い天体を写す能力

例） 系外銀河Ｍ８１南東の天域の可視光画像（西浦取得）

例） 口径 ８ ｍ と ８ ｃｍ(8m) 2
 100 22(8cm )

角度分解能１/10

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。

↑国立天文台ハワイ観測所
すばる望遠鏡（口径8．2m）

7↑市販製の8cm
屈折望遠鏡

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

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。

角度分解能（空間分解能）［rad］= 1.22×（観測波長）/（口径）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

● 世界のベスト・サイト

９２.２ 天体望遠鏡『マウナ・ケア天文台』（米, ハワイ島, 4,200m）

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。

10

２.２ 天体望遠鏡● 可視光/近赤外線望遠鏡 ：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）

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
大気の乱れを高速に解析

鏡筒
主鏡８.２m（１枚鏡）↑国立天文台ハワイ観測所
すばる望遠鏡（口径8．2m）

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）

9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

国内口径第１位11● 赤外線望遠鏡 ：・ 分割鏡（扇形鏡×１８枚）

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。

↑スピッツァー宇宙望遠鏡 口径 85 cm（米： NASA, 赤外線）2003年～↑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）
せいめい望遠鏡：口径 3. 8 m

12

２.２ 天体望遠鏡

 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

11望遠鏡の姿勢による鏡のたわみを高速に解析する。

口径2.5 ｍ2027-28年
打ち上げ予定口径 68.5 cm
2006年～2011年（ 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↑天文衛星「あかり」（JAXA）

12↑天文衛星「SPICA」（JAXA）

13

２.２ 天体望遠鏡● 電波望遠鏡 ：14２.２ 天体望遠鏡● 紫外線望遠鏡 ：可視光・近赤外線とは別の「大気の窓」を使った観測天文学↑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● X線望遠鏡 ： 口径 １.２ m, 1999年～↑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↑天文衛星「すざく」(JAXA, X線)

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」。

口径 40 cm 、2005年～2015年↑チャンドラ衛星（米： NASA, Ｘ線）

13

14

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）。

観測能力= 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●検出装置（カメラ）に関する諸原理

Ag+

Br-

Ag+

Br-

Ag+

Br-

紀元前3000年？

光

実際には、写真乳剤は、支持体に塗布されて用いられる。

外部光電効果

e-

光

写真乾板

記録は観測者のスケッチだった半導体（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。

 ハロゲン化銀を混ぜ込んだ寒天質（写真乳剤）

光電効果を用いて光を増幅させる。

眼視観測

・ 光電効果：・ 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。

光電子増倍管（フォトマル）天体望遠鏡

16２.３ 電磁波を捉える手段～検出装置の基礎～

化学反応を利用した観測記録方法

15

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。

光の強度に応じて感光部が変色↓

光を貯め込む

Ag+

Br-

Ag+

Br-

Ag

Br

時代

1600年頃 1820-1840年頃 1930年代 1980年頃 現在

16

Ag+

Br-

Ag+

Br-

Ag+

Br-

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

価電子帯

e-e-

↑金属 / 半導体の模式図

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● CCD/CMOSの原理←光電子増倍管

Photo-multiplier tube = PMT

18２.３ 電磁波を捉える手段～検出装置の基礎～

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。

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。

光伝導帯（電流流れる）

集束電極（電子を加速させる）

－入射光

真空－－－

↓スーパーカミオカンデの光電子増倍管－ －－電子－－－－－－－－－－－

価電子帯（電流流れない）↑ 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

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。

・ Charge-Coupled Device = CCD = 電荷結合素子
・ Complementary Metal-Oxide-Semiconductor = CMOS =相補的金属酸化物半導体

171819２.３ 電磁波を捉える手段～検出装置の基礎～● CCD● CMOS

２.３ 電磁波を捉える手段～検出装置の基礎～●ＣＣＤカメラ（ wikipediaより )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
水平読み出し↑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

読み出し回路は画素に対して１つ。

水平読み出し読み出し回路は１チップに対して１つ。

1920

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。

←すばる主焦点カメラ（Suprime-Cam）↑Kiso Wide Field Camera = KWFC

 近年、克服されてきた。

現在はHyper-Suprime-Camにグレードアップしている。

（ 国立天文台HPおよび東京大学木曽観測所HPより )20

２.３ 電磁波を捉える手段～検出装置の基礎～

21

２.３ 電磁波を捉える手段～検出装置の基礎～●ＣＭＯＳカメラ 東京大学木曽観測所 Tomo-e Gozen ● 現代の天体観測

22●スケッチ, 写真乾板, CCDによる子連れ銀河Ｍ５１の観測例

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

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。

↑1．8m鏡によるロス卿のスケッチ

高時間分解能観測↑最終完成版イメージ（ ロス卿のM51スケッチ, 写真乾板によるM51, は出典を失念 )（ 東京大学木曽観測所HPより )21

22

２.４ 天体観測で何が見えるのか？

23

２.４ 天体観測で何が見えるのか？

24● 黒体放射● 「電磁波」はどのようにして放射されるのか？

Iλ・ 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

温度 = Ｔ・ 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

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。

● 電磁波の「放射」以外の作用・現象
・ 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

23↑木曽105cmシュミット鏡
および2K-CCDカメラ

↑写真乾板

24

磯﨑ほか11名(平成28年), ”地学”, 啓林館

25

２.４ 天体観測で何が見えるのか？

● 制動放射・ プランク（Planck）の放射式

1/−1𝑑λu ： 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）

2ℎ𝑐
𝐼 λ, 𝑇 𝑑λ =λ 𝑒

1/−1

𝑇 = 𝑐𝑜𝑛𝑠𝑡. (一定)
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。

𝐼 = σ𝑇
黒体の温度の４乗に比例して、放射強度が強くなる。

－－+

電磁気力によって荷電粒子が加速度運動を行う

26

２.４ 天体観測で何が見えるのか？

27

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。

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。

・ 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。

（ 単一の電子からのシンクロトロン放射のスペクトル ）水素イオン＋陽子（ シンクロトロン放射のイメージ ）28

２.４ 天体観測で何が見えるのか？

● 輝線と吸収線

・ 磁気制動放射（シンクロトロン放射）

27+

周波数
（ 熱制動放射のスペクトルの例 ）（ 熱制動放射のイメージ図－I ）25-（ 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。

・ シュテファン・ボルツマンの法則

・ ウィーンの変位則-

・ 熱制動放射I ： 放射輝度（単位時間・単位面積あたりのエネルギー量）

前ページの図のような分布でエネルギーが放射される。

λ+

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。

𝑑λ+

電波強度

8πℎ𝑐𝑢 λ, 𝑇 𝑑λ =λ 𝑒

26

２.４ 天体観測で何が見えるのか？

（ 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）－ 電子
イオンと電子が遭遇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
電磁波
エネルギー

水素原子

水素原子
－ 電子

－ 電子＋陽子

低エネルギー状態へ遷移＋
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。

28

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 >>
Ｌｙδ
Ｌｙγ
Ｌｙβ
Ｌｙα
Ｈα Ｈβ

・ 水素原子起源の電波21cm線：

ライマン系列Ｌｙε

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。

（紫外線波長域）

Ｈγ
エネルギー

Ｈδ
バルマー系列Ｐａα（可視光波長域）
Ｐａβupup

↑

↑

原子核
（陽子）

電子

Ｐａγ
パッシェン系列（近赤外線波長域）

29updown↑↓

原子核（陽子）

電子

30

31

２.４ 天体観測で何が見えるのか？

２.４ 天体観測で何が見えるのか？

・ 分子の振動や回転状態の遷移による放射・吸収：● 電磁波の「反射」「吸収」「散乱」：

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。

CO・ 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。
・ 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。

O・ 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） 白い雲エネルギー

エネルギー

C

C
輝線(赤外線域)

3130

２.４ 天体観測で何が見えるのか？

O輝線(電波域)

32

32

33

２.５ 電磁波で宇宙を観る● 可視光観測におけるフィルター

可視光線 ： 380nm ～ 750 nm

・ ジョンソン=カズンスシステム

フィルター 波長中心 波長幅（nm）（nm）

透過率（％）

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

Ｕ
Ｂ
Ｖ
Ｒｃ
Ｉｃ

34

２.５ 電磁波で宇宙を観る

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。

波長（Å）

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）
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。

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

333435２.５ 電磁波で宇宙を観る● 星間物質による反射・吸収・散乱● 恒星（黒体放射）と電離ガス（輝線放射）
放射強度（相対値）

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。

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
吸収物質・散乱物質

吸収ガス

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。

反射物質

10060

Hα[OIII]

80

[NII]

Hβ[NII]

40

［SII］

200
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

観測者
反射

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。

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。

紫 青

緑黄橙赤

↑様々な恒星のスペクトル

星間塵（チリ、ダスト）

35

36

２.５ 電磁波で宇宙を観る

36

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。

・ 可視光でみた網状星雲

Ｂ＋Ｖ＋Ｒバンド画像

37

２.５ 電磁波で宇宙を観る

・ 可視光輝線でみたバラ星雲

２.５ 電磁波で宇宙を観る

Ｉ バンド画像

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。

37

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

38

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。

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？

↑噴出しているのは電離水素
青色 ： Uバンド （330nm）
緑色 ： Ｖバンド (550nm)
赤色 ： I バンド (800nm)

中性子星やブラックホール

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

高温プラズマの激流

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

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.。

4040・ 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）

3938

41

２.５ 電磁波で宇宙を観る● 可視光と近赤外線● 赤外線観測・ 遠赤外線 ： 波長が 30 ～ 300 ミクロン
チリ（ダスト）。

・ 近赤外線 ： 波長が 0．8 ～ 5 ミクロン

近赤外線は、可視光よりもダスト（チリ）を透過する。

42

２.５ 電磁波で宇宙を観る① 表面温度が3000K以下の低質量・低温度の恒星。

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。

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

可視光や近赤外線などを吸収する。

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。

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。

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）

41

42

43

２.５ 電磁波で宇宙を観る● 電波観測●オリオン座を可視光と電波と遠赤外線で観る・ 原子ガス（低温ガス）の輝線

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

H～100 K
～ 20 cm－3> 10000 K－C

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＋

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。

↑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。

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電磁波の波長・ 分子ガスの輝線電離(イオン)ガスよりも低温なガス

H

44

２.５ 電磁波で宇宙を観る

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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