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今夜の番組ﾁｪｯｸ
| Baadeのウインドウの星とダスト |
| Credit & Copyright: David Malin (AAO), ROE, UKS Telescope |
| 写真の説明 |
何億もの星は、私たちの銀河中心の方向を明るくします。
これらの星の巨大な大多数は、それ自身何億年も古い星です。そして、ホームの天の川銀河で未熟な世代と競争します。これらの星は、大部分の銀河を照らす所々の若い青い星より非常にかすかで赤いです。
恒星間のダストと共に、これらの古い星は黄色がかったこの画像のような星風景を作ります。不透明なダストが見える光で本当の銀河の中央を不明瞭にするとはいえ、ダストの相対的なホールは画像の右に出現します。
この地域はそれを研究した天文学者からBaadeのウインドウという名前をつけられ、遠い星を調べて、天の川の内部の結合構造を決定するのに用いられます。
Baadeのウインドウは、射手座の星座の方で出現します。 |
今日の画像は、先日に関連として掲載したBaadeの窓です。重複した解説になるのではと懸念しましたが、追加の解説のようになりました。
今日の関連についてですが、当分宇宙事典の更新が出来そうもありませんので天の川銀河の中央について少し詳細なものを掲載しました。
ダイジェストではなく可能な限り詳しくと思いましたので、長めの解説になりました。長文にはもう馴染まれたことと思いますので、今日もお付き合い願います。
１２月前半ページについては、来年の初めから公開をするつもりです。それまでは、カレンダーの縮小画像でイメージの拡大をお願いします。 t.sasaki |
| Stars and Dust Through Baade's Window |
| Credit & Copyright: David Malin (AAO), ROE, UKS Telescope |
| Explanation |
| Billions of stars light up the direction toward the center of our Galaxy.
The vast majority of these stars are themselves billions of years old,
rivaling their home Milky Way Galaxy in raw age. These stars are much more
faint and red than the occasional young blue stars that light up most galaxies.
Together with interstellar dust, these old stars make a yellowish starscape,
as pictured above. Although the opaque dust obscures the true Galactic
center in visible light, a relative hole in the dust occurs on the right
of the image. This region, named Baade's Window for an astronomer who studied
it, is used to inspect distant stars and to determine the internal geometry
of the Milky Way. Baade's Window occurs toward the constellation of Sagittarius. |
２００２年１２月２３日号
これでも天の川銀河のウィンドウです
私たちの天の川銀河は、ダストが遠い部分を私たちから隠すので全体として見える波長で観測することができません。
光学の写真はしたがって、前景の空間を露わにするだけです。
恒星間の消光に対する赤外線光の低い感度は、驚くべき特質で銀河の構造を現すことを可能にします。ＮＡＳＡのCOBE衛星は、天の川銀河の赤外線の調査を実行しました。
この画像は、COBE衛星によって近い赤外線で得られる銀河の眺めです。
主要な帯域に埋められている第二の帯域の縞のある螺旋銀河の例
NGC 1433(左の画像)とNGC 5566(右の画像)
Credit : C. Alard (DASGAL, Observatoire de Paris, and IAP)
この画像は、中心の第一の帯域近くの小さい帯域を新しく強調した部分です。この帯域は、第一の大きな帯域に埋め込まれている第二の帯域です。
これは、１９７０年代からすでに存在が推測されていて、COBE衛星によって確認されました。画像は、残された密度が第一の帯域の控除の後、得られることを表します。
この密度は、非常に示唆的で銀河の中央で１等級未満程度の範囲内で卓越しています。第一の帯域の控除は、制限的な仮定なしでその形について行われました。
この控除で唯一の必要な仮定は、帯域の外観の密度が典型的に半径で減少するということです。この仮定は、数のシミュレーションでかなり確かめられます。
第二の帯域の経度で強い非対称に注意します。この非対称が方向で第一の帯域のために観察されるそれに対立していることはとても面白いものです。
オリエンテーションのこの違いは、消光が最大の星の数の地域よりも高いので消光の残余の影響によるはずではありません。
これは、したがって、 第二の構成要素が明らかに存在することを意味します。さらに、この構成要素が平らにされて非対称である事実は、それがたぶんバーの形を持つことを示します。
第二の帯域の存在は、主要な帯域を４つ持っている天の川銀河のような縞のある螺旋銀河で一般の現象です。それは、GAIA衛星によって確かめられています。
天の川銀河は、螺旋銀河として３分の２ほどを中心で星の帯域を含んでいます。
この星の帯域は、中心のガスのドップラー速度からおよそ３０年ほど前から提唱されていました。
そして、COBE衛星の赤外線の画像によって、９０年代に確かめられました。2MASSによる最近の近い赤外線の調査は、現在、より多くの解像度をもたらしています。
パリ天文台の天文学者は、第一の帯域にはめ込まれている第二の星の帯域の存在を提唱しています。この第二の帯域は、中心物質力により多くの洞察をもたらして、中心ブラックホールを活気づけるためにたとえばメカニズムを提供します。
しかし、COBEの空間の解決は低いです。そして、主に現在新しい近い赤外線の2MASSを利用することで改善されて解決されるようになりました。
この画像は、2MASS調査の星のカタログから得られる銀河の中心のふくらみの高解像度の眺めです。
銀河のふくらみを支配している強くて変動する恒星間の消光は、中央の本当の地図を得るのを2ミクロン波長のK-バンドでさえ特に難しくします。
しかし、暗黒化を修正する2つの光度測定のバンドを合同することによってかなりの消光の影響を減らすことが可能です。
適応可能ないくつかの障害除去方法を適用して、左右対称特性を使った後に、消光のために修正されてこの帯域の中の星の数は、下の地図につながります。
この地図の3つの最後の等輪郭線は、完全に銀河のディスクの中央帯域の構成物質を現す経度（左右非対称）で、非対称を示しています。
帯域は、右上の私たちの方に来ている照準線と側面に関して左上の遠い側よりも近いので大きく構えられています。
Credit : C. Alard (DASGAL, Observatoire de Paris, and IAP)
Credit : C. Alard (DASGAL, Observatoire de Paris, and IAP)
Credit : C. Alard (DASGAL, Observatoire de Paris, and IAP)
2003年01月01日からの宇宙画像
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３Ｄ立体画像の付録です。交差法で立体的に見るには、左右の画像の中間(画像下の真ん中の黒点の上)に両目の焦点を合わせます。いわゆる、寄り目にします。平行法で立体的に見るには、左右のそれぞれの画像の下にある黒点の上の真ん中あたりに視線を持っていきます。このときには、両方の画像が、ぼんやりと見えるように画面をつき抜いてその先に焦点を当てるつもりで見ます。
ほとんどを交差法にしています。平行法で見たい方は、画像をコピーして左右の画像を入れ替えてください。２００２年４月３０日ページに立体視の方法について掲載しています。
