光解離領域の遠赤外分光観測

概要

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遠紫外線(波長912A∿2000A)が支配的な加熱源であり, そのために物理・化学状態が遠紫外線量によって決定されている星間領域を, 光解離領域と呼ぶ。この領域は, 電離領域から分子雲にかけてのエネルギーの流れを司どるとともに, 分子雲の化学状態に大きな影響を与えている。しかし, このように重要な領域でありながら, 広範囲な観測は従来はなされていなかった。我々は, 口径50cmの気球搭載赤外線望遠鏡および超流動液体ヘリウム冷却ファブリ・ペロー分光器を用いて, 銀河系内の様々な光解離領域について, 遠赤外スペクトル線分光観測を行った。目的のスペクトル線は, 光解離領域で最も明るい二本の微細構造線 : [CII](波長158μm)および[OI](波長63μm)である。特に[CII]スペクトル線については, 従来の空間チョッピング方式に加えて, 周波数スイッチング方式を採用し, 空間的に広がった[CII]スペクトル線を, 世界で初めて直接的に観測することに成功した。主な観測対象は, M17・NGC6334等の活発な星生成領域, 我々の銀河の中心領域, そして銀河面の広範囲のマッピング観測など, 広範囲にわたる。この観測により, 光解離領域の物理・化学状態の理解が進んだ。特に, 光解離領域が空間的に大きく広がり, かつ星間ガスの中の大きな質量を占めていることが明らかになった。

光解離領域の遠赤外分光観測

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