近赤外域での銀河構造の研究

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円盤銀河における吸収物賀の分布と量を評価する新しい方法を開発した。また、これを観測データに適用し吸収物質の分布と量を実際に求めた。具体的には、まず、観測データの処理、解析をワークステーションで行い、銀河の輝度分布をもとめた。このデータから、銀河の短軸に沿った輝度分布を銀河中心で折り返して実効的な吸収を示す量に変換した。次に、星と吸収物質をいれた銀河のモデルを作り、観測されるべき輝度分布を数値的に計算し、上記吸収の実効的量を示す値を計算した。数値計算は、過去に例のない程の広い範囲のパラメータについて行った。これらモデルからの結果と観測データとを比較することにより吸収物質の分布と量を評価した。従来行われていた吸収物質の検出方法では、吸収物質からの遠赤外再放射を調べるものが多く、これでは冷たい吸収物質を検出することができないという欠点があった。今回の方法では、全吸収物質の平均的な分布を調べることが出来る点で有利である。また、近赤外と可視域のデータを同時に用いると、最適パラメータがかなり容易に決まることを見いだし、有力な方法であることが分かった。この方法を実際のデータに適用した結果、吸収物質は、動径方向には星の分布の特徴的なサイズと同程度であるが、厚みは半分程度であることが分かった。そして、銀河円盤中心での吸収物質の量は、光学的厚みになおすと1以下であることがわかった。この結果は、近年、吸収量が従来言われていたより大さく、銀河の全光度を過小評価しているのではないかという指摘を否定するものである。従って、宇宙の質量の大部分を占めていると考えられている、ダ-クマタ-は依然として必要であることが碓認されたと言える。方法論に関する部分は現在論文印刷中、観測との比較の結果は現在論文を執筆中である。