星間水素分子を赤外線で「見る」１．宇宙は水素で出来ている２．水素分子を間接的にしか見てこなかった３．直接見るにはこんな方法

1)紫外吸収2)近赤外輝線3)中間赤外での純回転輝線の観測計画

宇宙物理学教室 長田哲也

宇宙の元素組成 . (理科年表2006年版 p.134)

水素 70.7%ヘリウム 27.4%その他 1.9%

太陽 光球面のスペクトル解析

太陽風の組成分析C1コンドライト隕石の化学分析

電離水素→中性水素原子→水素分子

温度が下がるにつれて宇宙の主成分元素はどうなるか

天の川銀河の星を数えて宇宙を探る

魚眼レンズでとらえた天の川

赤外線の発見（赤外線天文学の

はじまり！）

ウィリアム・ハーシェル（１８００年）

天の川銀河の星を数えて宇宙を探る

魚眼レンズでとらえた天の川

近赤外で見た銀河系の中心部

電離水素→中性水素原子→水素分子

分子雲はCO等のミリ波で観測されてきた

しかし水素分子を見ていない

→ 水素分子の直接観測法

水素分子とは

２状態の重ね合わせ（ファインマン教科書より）

|1>－|2>

|1> +|2>

(Field et al 66, ARAA)水素分子

電子遷移 10eV

分子の振動遷移量子力学復習

量子力学復習２

分子の回転遷移

分子の振動回転遷移

量子力学復習３

http://www.frad.t.u-tokyo.ac.jp/~miyoshi/PhCh2003/contents.html

水素分子

v = 14

v = 10

v = 5

v = 0

振動準位と回転準位

(Field et al 66, ARAA)水素分子

電子遷移 10eV

振動遷移 0.5eV回転遷移 0.05eV

500Kから1000Kのレベル

紫外での水素分子（電子遷移）観測

●Copernicus (15 km s-1 FWHM, －1981)scanning photomultiplier tube

●STIS on the HST 115 nm－

Space Shuttle up to 2 weeks●Hopkins Ultraviolet Telescope (HUT)●Orbiting and Retrievable Far and Extreme Ultraviolet

Spectrometer (ORFEUS)●interstellar medium absorption profile spectrograph

(IMAPS)● FUSE

90.5 – 118.7 nm with high spectral resolution launched 1999 June 24 on a Delta II rocket.about 104 times sensitivity

FUSE紫外スペクトル 電子遷移

近赤外波長域の

水素分子

回転振動遷移

Hubble宇宙望遠鏡の

画像

H2純回転遷移の輝線

• 熱的放射 ・・・・ 100 K以上

• 蛍光放射 ・・・・ PDR など

(Lyman 11.2eV, Werner 12.3eV)

輝線 J 励起温度 波長 遷移確率S(0) 2→0 510 K 28.22 μm 2.94×10-11 s-1

S(1) 3→1 1015 K 17.03 μm 4.76×10-10 s-1

S(2) 4→2 1682 K 12.28 μm 2.76×10-9 s-1

S(3) 5→3 3475 K 9.67 μm 9.84×10-9 s-1

S(4) 6→4 4587 K 8.03 μm 2.64×10-8 s-1

H2純回転遷移 S(1) at 17.03μm

●ISOの観測 分光器SWS 視野14"×27" R～ 2400 (125km/s)

PDR (Orion, S140, Ced201, ...)Herbig Ae/BeSpiral galaxy NGC891Starbursts, Seyferts

●地上からの観測 Univ Texas group (IRTF 3m etc) Irshell R～10,000 (35km/s) Orionのみ 2" slit

TEXES R～60,000(5km/s) NGC7027のみ

Orion• ISO以前に唯一、地上から純回転遷移輝線 検出。明るい。

Rosenthal et al., 2000Allers et al TEXES/IRTF

(astro-ph 0506003)

すばる望遠鏡の「ドーム」

すばる望遠鏡

形成中の星の円盤（CQ Tau）

• ISOで検出、しかし、地上では検出されない

ISO

UKIRT

SUBARU

過去のH2純回転遷移観測のまとめ

• 地上からの観測はほとんどない

• ISOは多数の天体から検出

・ 観測時間が限られていた

・空間分解能 14”×27”・ 波長分解能 ～2,000 (150km/s)・ すでに活動停止

新しい観測装置が必要観測時間、空間分解能、波長分解能・・・

アタカマ17μm 水素分子輝線検出計画

宇宙航空研究開発機構・国立天文台や

名古屋大学・茨城大学・東京大学等と協力

この計画の概要

• チリ・アタカマ高地に1m望遠鏡を設置

• 波長分解能5万 のファブリ・ペロ分光器で観測

目的： H2 純回転遷移 S(1)輝線の検出

対象

光解離領域PDR HII領域周辺、星形成領域

私達の銀河中心領域

活動的銀河核やスターバースト銀河 等

マウナケア,アタカマ

での透過率

• S(1)輝線

マウナケア 80 %アタカマ 90 %

S(4) S(3) S(2) S(1) S(0)

→ 放射20%と10%

本計画の特徴

• チリのアタカマ高地

→最高の観測条件

• 専用望遠鏡

→長時間占有観測

• ファブリペロー分光器

→高波長分解能 撮像観測

IRSF 1.4m望遠鏡

名古屋大学 理学研究科

南アフリカ天文台（南緯32度）に設置

観測装置 SIRIUS

観測装置 望遠鏡架台部の試作

望遠鏡架台の精度試験

エンコーダ取付精度

望遠鏡架台の精度試験

定速駆動精度

望遠鏡架台の精度試験

方位軸の組立精度

赤外線センサー

ファブリペロ分光器 エタロン

• 2枚の平行平面鏡を

利用

• 干渉条件(2d=nλ)• dを変化させることで

任意波長が透過

2d=nλなら干渉し強めあう

d

高反射率膜

反射防止膜

ファブリペロ分光器 光学系

• 共軸反射系 エタロンの直径 110mm

要求

• エタロン 反射率 > 95%, 面精度λ/200• エタロン間隔の駆動精度

次数500 85 nm 次数1000 170 nm• カバーできる速度幅(10 μmストローク)

次数500 700 km/s 次数1000 350 km/s• 動作温度 30 K程度

エタロンはBarrから購入へ ZnSe基板

間隔調整機構、真空容器の設計、検出器制御などは自分達の手で

エタロン間隔の調整

• 真空、30Kで85nmでの調整が必要

• 低熱流入、低発熱、小型

調整のためには

動かす ・・・・・ アクチュエータ

(ボールねじ、ピエゾ、ボイスコイル)

間隔を測る・・・ 変位センサ

(光学干渉、デフォーカス、静電容量、磁気)

ピエゾアクチュエータ

• ピエゾ(圧電セラミック)• 電圧をかけると伸縮

• ヒステリシスがある

• 摩擦なし

• 低温でも動作可能(伸縮量は1/4に減少)

• 静止時は電流流れない

印加電圧(V）

伸び量

(μm

)

ピエゾを用いたステージ

変位試験

静電容量型変位センサ

• 30Kで動作可能、低発熱、低熱流入、小型、

高精度(~50nm) → 自作

静電容量

C=ε Sd

極板の間隔変化により静電容量が変化

静電容量の測定方法

１．交流抵抗測定２．過渡時間測定３．発振周波数測定

変位センサの開発工夫点

• 直列コンデンサ

• LC発振

温度変化に対し強い

(空芯型コイルのLは形状、巻数にのみ依存）

測定回路

ノイズ乗る

回路

基板一体型直列コンデンサ

配線ゼロ

冷却実験ピエゾ

変位センサー

進捗状況 ・今後の予定

• 一昨年(2005年)度（10月6－8日 日本天文学会発表）

基礎実験の継続と全体設計への反映

ファブリペロ部の試作

• 昨年(2006年)度と今年(2007年)度装置全体の製作

• 来年(2008年)度アタカマへ！（「名古屋大学電波望遠鏡の裏庭」）