天体分光学

天体分光学は、恒星やその他の天体から放射された電磁波のスペクトルを測定する分光学の技術を用いた、天文学における研究分野や技法を指す。恒星のスペクトルは、その星の大きさや質量・密度、温度、光度や距離、化学組成といった多くの特性を反映している。分光を用いてドップラーシフトを測定することで、視線速度と呼ばれる天体が観測者の方へ向かってくる・または観測者から遠ざかる速度を測定することもできる。分光を用いて、恒星以外にも星雲・惑星・活動銀河核といった様々な種類の天体の物理特性の研究が行われている。

1. 背景
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天体分光学の形態は、電磁波の波長帯によって可視光やその前後の紫外線・赤外線を分光する光学的分光、電波分光、X線分光の3種類に分けられる。どの分光法もスペクトル中の特定の波長域帯を観測するが、その波長によってスペクトルを得るための具体的手法が異なる。

オゾン  や酸素分子  は波長300   nm以下の光を吸収するため、X線や紫外線の分光には宇宙望遠鏡や観測ロケットを要する27}}。

電波信号は光学的信号よりもずっと波長が長いため、電波望遠鏡を使用する必要がある。赤外線は波長によっては大気中の水分子や二酸化炭素分子による吸収を受ける部分があるため、通常の地上における光学的分光を用いるよりも宇宙望遠鏡から観測したほうがより多くの赤外スペクトルを取得できる。

1.1. 光学的分光学
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アイザック・ニュートンが最初に簡単なプリズムを用いて太陽のスペクトルを観察して以来、物理学者は太陽のスペクトルを長年観測してきた。1800年代初めには、ヨゼフ・フォン・フラウンホーファーがガラス職人としての自身の技術を駆使して作り上げた超高純度なプリズムを使い、太陽の連続スペクトル中に574本の暗線を発見し、これらはフラウンホーファー線と呼ばれた。直後から彼は、望遠鏡とプリズムを組み合わせた装置を用いて月や金星、火星といった惑星、さらにベテルギウスをはじめ多くの恒星のスペクトルを観測した。フラウンホーファーの死後も彼の会社は1884年に閉鎖されるまで、彼独自の設計による高品質な屈折望遠鏡の生産・販売を続けた28–29}}。プリズムの波長分解能はそのサイズによって決まり、大きなプリズムほど詳細なスペクトルが得られるも、それだけ大きなガラス塊になると重量も増大し、細かな観測作業において不便となる。

この問題は1900年代初頭に入って、カナダ・オタワにあったドミニオン天文台のジョン・スタンリー・プラスケットが、グレーティングとも呼ばれる高品質な回折格子を開発したことで解決された11}}。回折格子上の鏡で光はどの波長でも同じ角度で入射するが、一部の光は異なる角度で屈折を起こす。この角度は鏡の材料の屈折率と光の波長に依存する。多数の平行鏡を利用するブレーズド回折格子を作ることで、光のごく一部を集光して可視化できる。この新しい分光器はプリズムよりも詳細なスペクトルを得ることができ、測定に要する光量もプリズムより少なく、グレーティングを傾けることで分光する波長帯を容易に調整できる点で優れている。

ブレーズド回折格子の分光限界は鏡の幅で決まり、ブレーズを入れる幅が1000本/mmを超えるとピントが合わなくなる。この限界を超えるためにホログラフィックグレーティングが開発された。体積位相ホログラフィックグレーティングはガラス表面にニクロム化ゼラチンを塗布し、干渉計で生成した干渉パターンを照射することで作られる。このパターンはブレーズド回折格子に似ているが、実際はブラッグ回折を用いており、反射角はゼラチンの原子配置に依存する。

原子レベルの微細加工によりホログラフィックグレーティングでは6000本/mmの格子を入れることができ、集光効率も2倍ほど改善している。2枚のガラスの間に密閉されているためホログラフィックグレーティングの用途は広く、交換せずに数十年間使い続けることもできる。

分光器の中のプリズムやグレーティングによって分散させられた光は検出器によってそれぞれの波長位置で検出される。歴史的に、電子的な装置が開発されるまでは写真乾板が広く使われてきたが、今日の光学分光器ではCCDイメージセンサに置き換わっている。

スペクトル波長はガス封入管からの既知波長のスペクトル線で較正できる。スペクトルごとのフラックス密度のスケールは、大気吸収を補正した標準星の観測結果から波長関数として較正でき、これは分光測色法として知られている。

1.2. 電波分光学
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電波天文学は1930年代初頭に、ベル研究所のカール・ジャンスキーによって始祖された。彼は大西洋間無線通信において電波干渉を起こしうる電波源を探すためのアンテナを設置していたところ、地球上からではなくいて座の天の川中心からのノイズを検出した。1942年には、軍用レーダーの受信機を使ってジェームズ・ヘイが太陽電波を観測した26}}。

電波分光学は、1951年に中性水素の21cm線が観測されたことから始まった。

1.3. 電波干渉法
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電波干渉法は1946年にジョセフ・L・ポージー、ルビー・ペイン＝スコット、リンゼイ・マクレディーが海食崖の上に設置した1基のアンテナで200   MHzの太陽電波を観測したことから始まる。この観測でアンテナに入射した電波は2種類あり、1つは太陽から直接届いた電波で、もう1つは海面で反射した太陽電波で、これらが干渉を起こしていた。

マーティン・ライルとデレク・ボンバーグによって複数の受信機による干渉計が最初に開発されたのも同年である。ライルとアントニー・ヒューイッシュはこの技術をもとに、1960年に干渉計のデータ解析手法である開口合成を発表した。この手法では入力信号に対して自己相関と離散フーリエ変換を用いることによって、フラックスの空間変動と周波数変動を回復させる。その結果、3番目の軸として周波数が加わったデータキューブが生成され、その空間分解能は複数のアンテナ間の距離と同じだけの口径を持った超巨大アンテナと同等にまでなる。

この業績に対して、ライルとヒューイッシュは1974年にノーベル物理学賞を受賞した。

1.4. X線分光学
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天体からのX線を捉える検出器は、その原理上検出したX線光子1個1個のエネルギーの情報を同時に得ることができる。そのため、X線の観測は常に分光学的である。ただし、観測の内容によっては得られた波長の情報を解析段階で破棄して処理することもある。

2. 恒星とその特性
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2.1. 化学組成
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ニュートンはプリズムを用いて太陽からの白色光を色のついたスペクトルに分解し、フラウンホーファーは高品質なプリズムで、そのスペクトル中に未知の起源をもつ暗線を発見した。1850年代になり、ロベルト・ブンゼンとグスタフ・キルヒホフによってこの暗線の正体が解明された。

その正体として、まず高温の物体は連続スペクトルを持つ光を放射し、高温のガスは特定の波長の輝線と呼ばれる光を放つ。この高温物体が、それより低温なガスに包まれていると、そのスペクトルは一見すると元の連続スペクトルに見えるが、ところどころに暗線が見られ、暗線が現れる波長はそのガスが放つ輝線の波長と一致する42–44}}。これにより、太陽スペクトル中の吸収線を、地上の実験室によって同定されている既知のガスの輝線と比較することで、太陽の化学組成を知ることができる。これは他の恒星にも応用できる。

有名なフラウンホーファー線として以下の表中のものが知られており、関連付けられている元素とともに示す。内は初期のバルマー系列で呼ばれていた線の呼称である。

太陽のすべての元素がすぐに吸収線から特定されたわけではない。例として、

1868年に、ノーマン・ロッキャーとピエール・ジャンサンがナトリウムの二重スペクトルの隣に、当時発見されていた元素輝線では同定できないスペクトルを独立して発見し、ロッキャーはこの吸収線を新元素によるものと判断しヘリウムと名付けた。しかしヘリウムが地上で発見され、輝線が同定されたのは1895年になってからだった84–85}}。
天文学者のウィリアム・ハークネスとチャールズ・ヤングは1869年8月7日の日食中に太陽コロナ中に緑色の輝線を独立して発見した。これは新元素によるものと誤認され、コロナ中にしか見られないことからコロニウムと名付けられた。その後、ヴァルター・グロートリアンとベングト・エドレンによってこの波長530.3   nmの輝線源が、Fe13+という鉄から13個もの電子が失われたイオンによるものだと判明したのは1930年代に入ってからだった。他にもコロナのスペクトルからはニッケルやカルシウムなどがコロナの高温によって多くの電子を失ったイオンが見つかっており、通常見られないような極端な輝線が存在している87,297}}。現在太陽スペクトル中には2万本以上の吸収線が波長293.5   nm から 877.0   nmの範囲で発見されているが、どの元素による吸収かが同定されているのはそのうち75%ほどに過ぎない69}}。

スペクトル中の輝線のそれぞれの幅を解析することで、その天体にそれぞれの元素が存在することだけでなく、その相対存在量も決定できる。この情報を用いて恒星を金属量で分類することができ、この分類で種族Iと呼ばれる星は若い星が多く高い金属量を示す太陽もこの種族に属する）