水素分子輝線イメ-ジング観測による光解離領域の研究

氢分子发射线成像观察光解离区域研究

• 批准号: 03249204
• 负责人: 田中 培生
• 金额: $ 2.11万
• 依托单位: The University of Tokyo
• 依托单位国家: 日本
• 项目类别: Grant-in-Aid for Scientific Research on Priority Areas
• 财政年份: 1991
• 资助国家: 日本
• 起止时间: 1991 至 无数据
• 项目状态: 已结题
• 来源: https://kaken.nii.ac.jp/en/grant/KAKENHI-PROJECT-03249204/
• 关键词: 赤外線天文学; 星形成; 星間物質; 水素分子輝線; イメ-ジング・ファブリペロ; 光解離領域; 赤外線分光観測

本研究の目的は、平成2年度より開発を進めていた郵政省通信総合研究所(CRL)1.5m望遠鏡の赤外分光カメラシステム(イメ-ジング・ファブリペロ)を完成し、これを用いて赤外水素分子輝線の2次元イメ-ジング観測を行い、光解離領域の研究を行うことである。分光カメラシステムはほぼ完成し、1992年1月の観測で、HII領域、星形成領域、超新星残骸、及びスタ-バ-スト銀河での水素分子振動線及び水素原子再結合線の2次元イメ-ジが得られている。まだ詳細なデ-タ解析及び議論は進行中であるが、今年中には数編の論文として成果を公表できるものと考えている。いくつかの例をあげると、(1)オリオン大星雲の電離境界面でのH_2輝線はHI輝線のピ-クより〜30"ほど外側に平行に分布しており、これは、電波のCS分子線のピ-クとほぼ一致している。これらのデ-タより、電離領域から光解離領域への電離度、密度などの物理量の変化が明らかにできると考えられる。(2)オリオン星形成領域でのH_2輝線の高S/Nイメ-ジは、周辺へのびるフィラメント構造を鮮やかに写し出している。この方向にはHH天体なども分布しており、ショック現象の詳細な構造を知る上で貴重なデ-タとなるであろう。観測装置的には、次数除去に狭帯域フィルタ-を使用する方法をほぽ確立した。つまり、1‐2μm帯においては狭帯域フィルタ-を常温部におき、この角度をかえることで、遠方の銀河の赤方偏移に対応することができる。2‐2.5μm帯ではこれを冷却する必要があるが、冷却部でのシステムを現在設計中である。必要な性能を持つフィルタ-を国内で製作する目度もつき、低温での性能をテストする装置も開発した。これらによって、波長分解能〜10^3までのファブリペロシステムの次数除去方法確立の見通しがついたものと考えている。

The purpose of this study is to develop a 1.5m telescope for infrared spectroscopy at the Communications Research Institute of the Ministry of Posts and Telecommunications (CRL) in 2002. Spectroscopic studies completed in January 1992, HII domain, star-forming domain, supernova remnant, and 2-dimensional vibrational lines of water molecules and 2-dimensional recombination lines of water atoms in the Milky Way. Detailed analysis and discussion are in progress. In the middle of this year, several papers are compiled. For example,(1) H_2 lines in the ionization boundary of the large nebula HI lines HI The ionization field, the photodissociation field, the ionization degree, the density, the physical quantity, and the transformation of the light and light. (2)The high S/N ratio of H_2 line in the field of star formation in the middle of the sky is different from that in the middle of the sky. This direction is valuable in terms of knowing the distribution of HH celestial bodies and the detailed structure of the phenomenon. The method of measuring the frequency of the device is established by removing the narrow band. 1 - 2μm band, narrow band, normal temperature band, angle band, remote galactic band, red band band band 2 - 2.5μm band cooling system is necessary, cooling system design The necessary performance is required to maintain a high level of production and low temperature performance. The wavelength resolution energy of the wavelength is ~ 10^3. The frequency removal method of the wavelength resolution system is established.