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銀河の個数を等級毎に計測すると、宇宙の幾何学的な構造を決定することが可能である。微弱な天体までを計測すればするほど宇宙の歪みの影響が大きくなるので、宇宙の構造を決定するパラメータを決定することが容易となる。ただし、この観測は有効になるのは、銀河の進化をモデルによって決定出来ることが必要である。赤外線は銀河進化の影響が可視にくらべて小さいので、この点では有利であるが、観測が困難であるため、多くの観測がされているわけではない。我々は独自に開発を行った赤外線カメラPICNICを用いて、銀河の南極領域の微弱銀河の撮像観測を2つの方法で行った。狭い領域を深くより微弱な銀河までを計測する観測と広い領域を観測する方法である。観測は順調に行われ、それぞれのの観測に対し1000枚以上の画像を取得し、現在データ解析をすすめている。これらの観測は、この領域では初めての赤外観測であり、広い領域の観測は限界等級19等を達成できる見通しで、この等級ではもっとも面積の広い観測となる。さらに、銀河進化を押えるために、赤方変移が0.1から0.2の中距離銀河団の観測、赤方変移が0.3から0.5の遠距離銀河団の観測も合わせて行った。今後解析を進め、銀河進化のパラメータを改善し、宇宙パラメータの決定を行う予定である。
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