| 研究分担者 |
MCNAMARA Ber ニューメキシコ州立大学, 教授
太田 耕治 京都大学, 理学部, 助手 (50221825)
長田 哲也 名古屋大学, 理学部, 助教授 (80208016)
土居 守 東京大学, 理学部, 助手 (00242090)
小倉 勝男 國學院大學, 文学部, 教授 (30102099)
関口 真木 国立天文台, 光学赤外線天文学研究系, 助手 (40216528)
佐藤 文男 東京学芸大学, 教育学部, 教授 (70154094)
斎藤 衛 京都大学, 理学部, 教授 (90012856)
小林 行泰 国立天文台, 天文機器開発実験センター, 助教授 (50170361)
小平 桂一 国立天文台, 台長 (60012845)
唐牛 宏 国立天文台, 大型光学赤外線望遠鏡計画推進部, 教授 (30221196)
若松 謙一 岐阜大学, 教養部, 教授 (30021801)
谷口 義明 東北大学, 理学部, 助教授 (40192637)
吉田 道利 国立天文台, 岡山天体物理観測所, 助手 (90270446)
佐藤 修二 名古屋大学, 理学部, 教授 (50025483)
MCNAMARA Bernald j. University of New Mexico
OHTANI Hiroshi Kyoto University
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| 研究概要 |
吉田道利と青木賢太郎は，合衆国マウナケア天文台のハワイ大学2.2m望遠鏡に搭載された赤外線分光器KSPECを用いて，幅広い輝線を持つ電波銀河の赤外線分光観測を行った．この観測により，合計7個の電波銀河について，水素のPaα,Paβ,Hαを検出し，その線輪郭を比較することができた．それぞれの輝線の線輪郭解析により，電波銀河の幅の広い輝線を放射する領域の吸引量を求め，その内部構造を解明する手がかりを得た．
小林行泰は，国立天文台で開発した赤外線カメラPICNICをサイディングスプリング天文台にあるオーストラリア国立大学の2.3m望遠鏡に取り付け，赤外線天体観測を行った．主な観測対象は，銀河系中心部の磁場構造を明かにする目的で行った銀河中心領のJHK偏光測光観測，銀河の形成・進化を明かにするために行った銀河南極領域のディープ微弱銀河探査である．観測は順調に行われ良質のデータを取得し，現在解析を進めている．
佐藤文男は，合衆国国立電波天文台グリーンバンク観測所の43m電波望遠鏡を用いて，へびつかい座・さそり座領域の分子雲を含む領域(銀経342°から20°まで,銀緯+2°から+30°まで)をHl21cm線でマッピングし，約9500のスペクトルを得た．現在までの予備的な解析によると，負の速度のチャネルマップにフィラメント状の構造が顕著に現れていて，CO分子雲の分布との相関または反相関があると思われる．
谷口義明は，合衆国マウナケア天文台のハワイ大学2.2m望遠鏡を用いた原始銀河探査観測，およびJCMT15mサブミリ波望遠鏡を用いたスターバースト銀河の観測を行うために2度渡航した．
原始銀河探査の観測では，ロックマンHIホールに対して,近赤外ディープサーベイを行った．一天域あたりの積分時間は30時間であり，Kバンドで約23等級の深さまで検出限界を高められた．このデータは，本年打ち上げが予定されている赤外線宇宙天文台(ISO)による波長7ミクロン帯でのディープサーベイのデータと合わせて解析され，宇宙遠方における銀河形成の現場にせまる研究が展開される．
JCMTでの観測では，銀河中心核近傍で発生するスターバースト及び活動銀河核の形成過程を探るために，個数密度の高い分子ガスの物理状態をCO(J=3-2)輝線を用いて調べた．このデータは，国立天文台野辺山宇宙電波観測所の45m電波望遠鏡によるCO(J=1-0)輝線のデータと合わせて解析され，その結果活動銀河の中心領域は密度及び温度の高い分子ガの存在量が高いことが分かった，
長田哲也は，プリズム分光偏光計PASP2を，ワイオミング大学の2.3m望遠鏡とマウントレモン天文台の1.5m望遠鏡に搭載し，数十個の天体の分光観測と分光偏光観測を行なった．銀河系内の希薄な星間空間で減光を受けた星の観測から，炭素-水素の結合による吸収を見いだした．また，おうし座暗黒星雲の観測から，星間の氷の吸収の分布を求めることができた．
関口真木と柏川伸成は，国立天文台と東大とで共同開発したモザイクCCDカメラ(4000×7000画素)を，合衆国カーネギー財団が運営するラスカンパナス天文台の2.5m望遠鏡に取り付け，南天の銀河団の多色測光観測を行なった．かねてより東京大学および国立天文台の共同グループは，同財団とモザイクCCDカメラを用いた共同観測研究を進めており，この観測はその一環である．共同観測の期間中には，A2670,A194,A458,A496などの銀河団を，BVTバンドの3色で撮像した．これまでのデータ解析で，銀河団中の特に暗い銀河の光度関数が銀河団毎にはっきりと違うことがわかってきた．この違いの要因として小型の矮小銀河の関与が大きいこともわかってきた．現在更にデータ解析をすすめており，投稿論文の準備中である．
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