題名： すばるOHS用冷却赤外分光カメラの開発と電波銀河 B3 0731+438の近赤外撮像観測
本文： 第1部 (1.5MB)
第2部 (5.5MB)
第3部 (4.1MB)
第4部 (1.2MB)
概要：
すばる望遠鏡の完成により、日本の天文学もいよいよ8メートルクラスの望遠鏡
のデータを用いた研究の時代に本格的に突入する。
その七つある第一期観測装置の一つが、京都大学物理学第二教室で開発が進められ
ている OH-Airglow Suppressor Spectrograph (OHS)である。
近赤外、特に1.25μｍ帯 J、1.65μｍ帯 Hバンドの観測で
は大気上層部のOHラジカルの輝線(夜光輝線)が大気からのバックグラウンド放
射の大部分を占め、観測の障害となっている。
OHSは高分散分光(λ/Δλ=5500)を行ってこの夜光輝線を最大
95%以上除去することにより通常に比べて1等級程度
暗い天体の撮像/低分散分光を可能にする夜光輝線フィルタで、
J、Hバンドで地上観測ではもっとも暗い天体の観測を可能にする。
OHSはこの夜光除去部と夜光が除去された光を分光/撮像するカメラ部に
わかれ、そのカメラ部はCooled Infrared Spectrograph and Camera for OHS
(CISCO) とよばれる独立した観測装置となっている。
CISCOは日本で初めて 1024×1024ピクセルのアレイ検出器 HAWAIIを用い
た分光/撮像カメラで、撮像モードで波長0.9〜2.4μｍに感度を持つ
視野2"×2"のカメラ、分光モードで
λ/Δλ〜 300 程度の波長分解能の分光器となる。
これらの制御とデータ取得は Messia III と呼ばれるボードコンピュータシステ
ムで行われる。さらに、システム全体はすばる望遠鏡のコンピュータシステムに
組み込まれて、望遠鏡と連動した使いやすいインターフェースを提供する。
CISCOはすばる望遠鏡の試験観測期の 1999年1月から7月にかけて
単独でカセグレン焦点に取付けられ、その試験観測装置として数多くの成果を
もたらした。
その一つがz=2.429の電波銀河 B3 0731+438 の近赤外撮像観測である。
この観測は2.1 μｍ帯の広帯域フィルタ(K' -バンド)と
2.25μｍの狭帯域フィルタの2バンドで行われた。
2.25μｍバンドはちょうどこの銀河のHα+[N II]
輝線に相当する。
この観測の結果、中心から50 kpc近くにまで広がったコーン状のHα+[N
II] の輝線雲が検出された。その形状は中心から両側の電波 hot spots へ延び
る alignment effect を示し、それぞれの端が2股にわかれている。その形状か
ら輝線雲はおそらくはコーン状に広がっており、中心に隠されたAGN から放射
された紫外線で励起されているものと考えられる。
電離ガス雲の電子密度は 50 (electrons/cm^3)、
質量が5e9 太陽質量、水素電離光子数が
4e55 (photons/sec)と推定され、他の
z>2電波銀河の Lyα 雲から得られた値と
ほぼ同程度である。また中心に隠されているAGNが等方的に電離光子を
放出していると仮定するとその総量は1e57 (photons/sec)と推定され、
これはもっとも明るいクエーサーにも匹敵する量である。
一方、輝線成分を除去した2.1μｍ (静止波長 6000 オングストローム)イメージ
は中心に分解されないAGNコア(0.4" 以下)と広がった銀河成分に分解された。
他バンドの結果と合わせて spectral energy distribution の
フィットを行った結果、母銀河は instantaneous な星生成を
起こして 500 Myr 程度経過しており、その星質量は 3e11 太陽質量
であると推定される。これは標準的なz=1の3CR電波銀河と
同程度の星質量である。
本論文の第1部 (1〜3章) ではまず赤外線天文学の歴史とその
基礎、それにOHSについて概観する。
第2部 (4〜10章) ではCISCOのハードウェアおよびソフトウェア両面につい
て詳細に解説を行う。
最後に第3部 (11〜12章) で電波銀河 B3 0731+438の観測結果と
その科学的成果の報告を行う。
Last Updated 2002/1/31
kmotohara@ioa.s.u-tokyo.ac.jp