南アフリカ天文台に設置した 赤外線望遠鏡 IRSF による 星間現象観測 長田哲也（名大理） IRSF での観測 光る暗黒星雲 銀河中心の観測から星間赤化則を決定

南アフリカ天文台に設置した 赤外線望遠鏡 IRSF による 星間現象観測 長田哲也（名大理） IRSF での観測 光る暗黒星雲 銀河中心の観測から星間赤化則を決定

サザーランド観測 所 ● ● ケープタウン本 部 南アフリ カ 天 文台 （ SAAO) 370km

南アフリカ天文台 サザーランド観測所 IRSF SALT10m 経度 +20 ゜ 48’38” 緯度 ‐ 32 ゜ 22’48” 標高 1761m

南アフリカ天文台サザーランド観測所 ( 標高 1761m ） IRSF

IRSF ドーム 7.5mφ 冷凍機コンプレッサ 等 制御室 単相 100V,230V, 三相 200V,380V

IRSF 1.4m 望遠鏡 経緯台 指向精度 3" ( 全天 ) 追尾精度 0.5"/ 30 分間 古典カセグレン式 合成 F/9.9 ( 主鏡 F/2.9) 結像性能 ハルトマン定数 0.25"

望遠鏡につけた SIRIUS

3 色同時赤外線カメラ SIRIUS 内部

3 色同時赤外線カメラ SIRIUS 内部 ( 光学系と冷 凍機 )

大気の窓と近赤外３バンド J(1.2  m), H(1.6  m), K(2.2  m) バンド

赤外線の SIRIUS データ → 擬似カラー画像 星形成領域 Cep A 視野 8 分角 × 8 分 角 0.45 分角 pix 限界等級 J =19.2 等 H =18.6 等 Ks=17.3 等 (10  900 秒積分 ) J H Ks

2002 IRSF 測光夜率 1 月 月 月 月 月 月 月 月 月 月 /3: 142 2/3: 50 1/3: 39 0/3: 月 月

IRSF 観測者

大マゼラン雲サーベイ 限界等級 Ks ～ 17 等 解像度 0.45 秒角 観測視野 6°× 6° 現在、 全体の約 80% を終了

LMC

論文発表 ( 他に UH2.2m 鏡での論文が数編 ) LMC 変光星 Ita et al. 2002, MNRAS, 337, L31 星形成領域 M17 Jiang et al. 2002, ApJ, 577, 245 おおかみ座暗黒星雲 Nakajima et al. 2003, AJ, 125, 1407 星形成領域 S269 Jiang et al. 2003, ApJ, in press X 線新星 XTE J Nagata et al. 2003, PASJ, in press 楕円銀河の色進化 Miyazaki et al. 2003, PASJ, in press SMC 変光星 Ita et al. 2004, MNRAS, in press

M17 星雲： ● Br  (2.16  m) 他の 水素原子再結合線 ブラケットシリーズ ● 水素分子輝線 ● 赤外反射星雲 Optical Image

南アフリカ天文台に設置した 赤外線望遠鏡 IRSF による 星間現象観測 長田哲也（名大理） IRSF での観測 光る暗黒星雲 銀河中心の観測から星間赤化則を決定

おおかみ座の暗黒星雲 （可視光 像）

Lupus Dark Cloud (SIRIUS) Optical Image

（波長 1.2μm での像） （ 2.2μm の赤 外線像） 可視光像 赤外線像

赤外線で光 る暗黒星雲 １．星の光を 反射して いるのか ２．星間塵が 実際に光 っ ているの か 大きな塵粒子？ 塵粒子の加熱？

Lupus 2 色図 比較 フィールド

Lupus の Av

Lupus Av 対 表面輝 度 A J =1.7 A H =1.7 A K =1.7 Rieke&Lebofsky(1985) 赤化則

赤外線で光 る暗黒星雲 星の光を 反射して いるらしい 大きな塵粒子らし い Weingartner & Draine (2001) 塵モデル

南アフリカ天文台に設置した 赤外線望遠鏡 IRSF による 星間現象観測 長田哲也（名大理） IRSF での観測 光る暗黒星雲 銀河中心の観測から星間赤化則を決定

銀河中心の観測 観測日 : 2002 年 3 ～ 7 月 2003 年 4 ～ 8 月 Seeing : <1.3 秒角 限界等級（ 50s,10σ ） 17.5 (J), 16.6(H), 16.1(Ks) 観測予定領域 : 10deg 2 [ 銀経 5 o × 銀緯 2 o ]

既知の星団 3arcmin.( ～ 7.5pc) Arches Quintuplet 2.5±0.5 Myr r  0.23pc に  7  10 4 M  >160 の O 型星 4±1 Myr r  0.5pc に  10 4 M  WR 型星など

星団

星団の像 arcmin. 9

2.4μ ｍ面輝度（気球観測） IRAS 点源 近赤外４バンドでの面輝度 （ COBE,DIRBE) Red Clump Star －可視 （ OGLE) etc. より中心の、細かな星の分布を探 る バルジ構造の研究

観測 観測日 : 2002 年 3 ～ 7 月 2003 年 4 ～ 8 月 Seeing : <1.3 秒角 限界等級（ 50s,10σ ） 17.5 (J), 16.6(H), 16.1(Ks) 青：観測済領域 解析使用領域（ 3.1 deg 2 ） 観測予定領域 : 10deg 2 [ 銀経 5 o × 銀緯 2 o ]

Ks －（ H-Ks ）色等級図 比較的低質量、金属量多、 He 燃焼段階 標準光源として使用可 RC の分布からバルジの 星の分布を知る Red Clump(RC) Stars 明るさが一定（ M K ＝－ 1.61±0.03 等） M K はメタリシティ，年齢によら ない

1.RC の分布から赤化ベクトルの傾きを求める 2. 赤化の補正を行う 3. 各視野での RC の明るさの分布を求める 4. 明るさから距離を求める 1.RC の分布から赤化ベクトルの傾きを求める 2. 赤化の補正を行う 3. 各視野での RC の明るさの分布を求める 4. 明るさから距離を求める 1.RC の分布から赤化ベクトルの傾きを求める 2. 赤化の補正を行う 3. 各視野での RC の明るさの分布を求める 4. 明るさから距離を求める 1.RC の分布から赤化ベクトルの傾きを求める 2. 赤化の補正を行う 3. 各視野での RC の明るさの分布を求める 4. 明るさから距離を求める 1.RC の分布から赤化ベクトルの傾きを求める 2. 赤化の補正を行う 3. 各視野での RC の明るさの分布を求める 4. 明るさから距離を求める 解析手順

３．約 5.8 平方度 に対し て同じ作業を行う １．色等級図上で RC の中心を求める ２． RC 中心をプロッ ト、傾きを求める 解析１．赤化ベクトルの傾きを求 める A Ks /E(H-Ks) = 1.240±0.030 誤差の範囲内で場所によらず一定

銀河中心方向 の減光 K H-K ≡ Ks – 1.24 (H-Ks) K H-K は距離にのみ依存 減光量に依存しない パラメータ K H-K を定 義 青い領域（ 3.1 平方度）で、 RC の K H-K 分布を求め る 解析２．減光の補 正 量 … 大 ばらつき … 大

M K = － 1.61 等 （ H － K ） 0 ～ 0.1 を使って求めた距離 急激に遠ざかる フラットな分布 平均距離は 8.5kpc より遠 い → （ H-K ） 0 による 解析３．４．分布から距離を求 める K H-K のピークの分布

Ks-(H － Ks) 色等級図 近赤外の赤化則 減光量や距離を求めるための基礎 0.42 [0.40][0.33] 0.33Ks(2.15) [K(2.20)] H(1.65) 1.0 J （ 1.25) R&LvdH IRSF Band (μm) A λ /A J の値 vdH ‥ van de Hulst no. 15 curve R&L ‥ Rieke & Lebofsky, 1985 A Ks /E(H-Ks)=1.240±0.028 A Ks /E(J-Ks)=0.488±0.078 (Preliminary result) Red Clump 分布の ピークをプロット 赤化則に従って右下に伸び る 傾きから減光量 A Ks と色超 過 E （ H-Ks) の比が求まる。

南アフリカ天文台に設置した 赤外線望遠鏡 IRSF による 星間現象観測 長田哲也（名大理） IRSF での観測 光る暗黒星雲 銀河中心の観測から星間赤化則を決定 蛇足

蛇足その１： SNR RX J の 撮像について

物質密度が高いために 背後を見通すことができない領域 例. 銀河面、暗黒星雲 Zone of Avoidance での銀河探索 全天の直径 1.3’ 以上の銀河の分布 (Kraan-Korteweg & Juraszek,2000) GA 領域

b=1.7 b=1.9 b=1.5 35’ Clear 12 Probable 26 Possible 40 The distribution of galaxies around PKS Optical 1 2MASS 4

Deep infrared imaging: The Effects of Foreground stars on the photometry NGC4387 (Ks)

SNR RX J 撮像

Three instruments: SALTICAM 2048x2048 frame transfer (0.1s time resolution) PFIS spectroscopy (up to R~10000) (blue sensitive) (100 slits in 8'x8' fov) spectropolarimetry HRS fibre-fed high res. 10m 望遠鏡 SALT 2004 年末ファーストライ ト

● 建設中の SALT

バルジの構造まとめ 銀河中心領域 約 10 平方度を 近赤外 J,H,Ks バンドで観測 赤化ベクトルの傾き → 場所によらず一定 A Ks /E(H-Ks) = 1.240±0.030 （ 60% data ） バルジ領域のより細かな構造 ±0.3pc ではフラットに近い分布 － 0.3pc から急激に遠ざかる

銀河中心方向は減光が大き く、そのばらつきも大きい → 減光量に依存しないよ うなパラメータ K H-K を定義 K H-K ≡ Ks – 1.24 (H-Ks) ここで A Ks /E(H-Ks) = K H-K は星の明るさのみに 依存するパラメータ → RC では距離にのみ依 存 RC のピーク

RC のピークを上の視野 で求める Mk = 1.61 等 （ H － K ） 0 ～ 0.1 を使って距離に直す ±400pc ではフラットな分布 － 300pc から急激に遠ざか る フラットな部分の平均距離 は 8.5kpc より遠い

RC のピークを上の視野 で求める Mk = 1.61 等 （ H － K ） 0 ～ 0.1 を使って距離に直す ±400pc ではフラットな分布 － 300pc から急激に遠ざか る フラットな部分の平均距離 は 8.5kpc より遠い