赤外線天文学

赤外線天文学とは

赤外線天文学は、可視光よりも波長の長い赤外線を用いて天体を観測する天文学の一分野です。赤外線は、可視光とマイクロ波の中間に位置する電磁波であり、熱線としての性質を持っています。

赤外線の発見

赤外線の発見は、1800年にウィリアム・ハーシェルによって行われました。彼は、太陽光のスペクトルを調べた際、赤い色の外側に熱を持つ部分があることを発見しました。この発見が、赤外線天文学の始まりと言えるでしょう。その後、1856年にはチャールズ・ピアッツィ・スマイスが月の光の中から赤外線を検出しました。

赤外線天文学の重要性

現代の赤外線天文学は、宇宙初期の銀河を観測する上で非常に重要な役割を果たしています。遠方の天体から届く光は、宇宙の膨張によって波長が引き伸ばされ、赤外線領域にシフトします。この現象は赤方偏移と呼ばれており、遠方宇宙を観測するためには赤外線での観測が不可欠となります。また、星が誕生する過程では、周囲のガスや塵が可視光を遮るため、赤外線で観測することで、より詳細に観測することが可能となります。

赤外線観測の技術

赤外線天文学では、可視光天文学と同様に、鏡、レンズ、撮像素子などの観測装置を使用します。しかし、赤外線は熱線であるため、検出器を冷却する必要があります。通常、液体窒素や液体ヘリウムで冷却し、外部からの熱を遮断することで、観測感度を向上させます。

地上からの観測

地上からの赤外線観測は、地球大気中の水蒸気によって大きく制限されます。水蒸気は赤外線を吸収するため、観測に適した場所は、標高が高く、乾燥した場所に限られます。マウナケア山やチリのアタカマ砂漠などがその代表例です。

宇宙からの観測

大気の影響を受けない宇宙空間からの観測は、赤外線天文学において非常に重要です。ハッブル[[宇宙望遠[[鏡]]]]のような光学望遠[[鏡]]も赤外線観測が可能ですが、スピッツァー[[宇宙望遠[[鏡]]]]やジェイムズ・ウェッブ[[宇宙望遠[[鏡]]]]のような赤外線専用の宇宙望遠[[鏡]]も活躍しています。これらの望遠[[鏡]]は、大気の影響を受けないため、より高い感度で赤外線を観測することができます。

その他の観測手段

また、成層圏赤外線天文台(SOFIA)やカイパー空中天文台のような航空機に搭載された望遠[[鏡]]も、赤外線観測に用いられます。成層圏は水蒸気が少ないため、大気による吸収を抑えることができます。さらに、複数の望遠[[鏡]]を組み合わせた干渉計を用いることで、より高い解像度での観測も可能です。

赤外線検出器

[赤外線]]検出器には、テルル化カドミウム水銀][[半導体アレイが広く用いられています。この装置は、1～5μmの波長範囲で効率的に動作します。より長い波長や高い感度が必要な場合は、他の半導体検出器やボロメーター、超伝導トンネル接合アレイなどが用いられます。これらの検出器は、暗電流が非常に小さいこと、読み出しノイズが低いこと、画素数が多いことなどが求められます。

赤外線スペクトル

赤外線スペクトルは、宇宙望遠[[鏡]]によってほぼ全域が観測可能ですが、地上からの観測は、地球大気の窓と呼ばれる、吸収が少ない波長帯に限られています。主な赤外線の窓は以下の通りです。

• - Jバンド（1.25µm）
• - Hバンド（1.65µm）
• - Kバンド（2.2µm）
• - Lバンド（3.5µm）
• - Mバンド（5µm）
• - Nバンド（10µm）

これらの窓の間は、大気による吸収が大きいため、地上からの観測は困難です。スピッツァーやIRAS、ISOなどの宇宙望遠[[鏡]]は、これらの窓の間を埋める観測データを提供しています。

まとめ

赤外線天文学は、可視光では見えない宇宙の姿を明らかにする上で、欠かせない分野です。遠方宇宙の観測、星の誕生過程の研究、惑星の探査など、幅広い分野で重要な役割を果たしています。今後も、新しい技術や観測装置の開発によって、赤外線天文学はさらに発展していくことでしょう。

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