赤外線分光観測による星間塵の組成の研究

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星間ダストの赤外線分光特性は、地上からの天体観測を想定した場合は、3〜4ミクロンの波長域にもっともその特徴が良く現れることが知られている。そこで、我々は、3〜4ミクロンを重点波長域に選んで、約2〜5ミクロンをカバーする赤外線分光観測装置を開発してきた。これまでの研究で、光学系、冷却系および2次元検出器を含む分光器システムの設計と開発を進め、当初の予定通り比較的高分解能の広帯域赤外線分光観測装置(LEWIS)の製作を行なうことができた。特に本年度は、総合的な観測シミュレーションを経て、宇宙科学研究所の1.3m望遠鏡による試験観測を実施してきた。その結果、分光器と実際の観測に必要な周辺機器も整備が完了したので、本年度の後半の本観測では、星間ダストの生成過程および組成の時間的変化についての情報をもっている幾つかの赤外線天体の分光データか得られ、現在その解析を急いでいる。また、プリズムアレイ分光偏光器による観測では、銀河中心を始め、銀河面上の赤外線源に対して、赤外線波長域のスペクトル観測を行い、3.4ミクロンのバンド吸収を発見した。これは、銀河面空間の星間雲の中に、炭素と水素からなる有機的物質が普遍的に存在していることを示唆するものであり、重要な観測結果といえる。星間塵物質の物理的化学的構造を実験室での合成シミュレーションを通して正体を解明するという実験的研究でも、波長"217nmピーク"、"700nm超過スペクトル"および"3.3〜11.3μm未同定バンド"などが、急冷炭素複合体により、十分良い精度で説明されることが確かめられた。